Kütlesel Çekim Yukarı atılan bir cisim, bir süre sonra döner ve yere düşer. Irmaklar hep yukarıdan aşağıya doğru akar. Bunun açıklamasını "yerçekimi" olarak yaparız. Bu, tüm kütleli nesnelerde, gezegenlerde ve yıldızda varolan bir kuvvettir ve ona "kütle çekimi" diyoruz. Bu çekim, en yoğun cisimeleri ve "boşluğu" eşit oranda donatır. Ondan korunmanın ya da onu etkilemenin hiçbir yolu yok. Uzaklıkla azalır; ama hiçbir şekilde kaybolmaz. Atmosferi Yerküre'nin çevresinde tutan kuvvet ya da bizim Evren boşluğuna uçup gitmemizi engelleyen kuvvet, Dünya'nın uyguladığı kütle çekimi kuvvetidir. Bir yapma uyduyu, Dünya yörüngesine yerleştirmek için gerekli hız, saniyede 8 kilometreden (8 km/s) az değildir. Dünya'nın çekiminden kurtulmak ve onu temelli terketmek için saniyede 11.2 kilometre hız yapmak gerekir. Güneş'in kütle çekimi daha büyüktür. Çünkü Güneş'in kütlesi, Dünya'nınkinin 400 bin katıdır. Güneş'in kütlesel çekimini aşabilmek için saniyede 16.7 kilometrelik hız gerekir. Kuşkusuz insanoğlu çok eski zamanlarda da kütle çekimini sezmiş ve onu hesaba katmış olmalı. İlginçtir, bilinen bu eski kuvvet, çağlar boyu açıklanamamış olarak kaldı. Kütle çekimi için bilimsel bir kuram geliştiren ve bunu Evren'i kapsayacak kadar genişleten, büyük İngiliz bilimcisi Sir Isaac Newton (1642-1727) idi. Masa üzerindeki bir kitabı inceleyelim. Kitaba herhangi bir etki olmadıkça kitap, masa üzerinde hareketsiz kalır. Şimdi, kitabı yatay doğrultuda sürtünme kuvvetini yenecek büyüklükte bir kuvvetle sağa doğru itelim. Sürtünme kuvveti kitapla masa arasında varolan bir kuvvettir. Kitaba uygulanan kuvvet, sürtünme kuvvetine eşit ve zıt yönlü ise kitap sabit bir hızla hareket edebilecektir. Uygulanan kuvvet sürtünme kuvvetinden büyükse kitap ivmelenir. Uygulanan kuvvet ortadan kalkarsa sürtünme kuvvetinin etkisi ile kısa bir süre hareket ettikten sonra durur (negatif ivmelenme sonucu). Şimdi, kitabın karşıdan karşıya kaygan hale getirilmiş yüzeyde itildiğini düşünelim. Kitap, yine duracak fakat önceki durumda olduğu gibi çabucak durmayacaktır. Döşemeyi, sürtünmeyi tamamen ortadan kaldıracak kadar cilalar, parlatırsanız kitap, bir defa harekete geçtikten sonra, karşı duvara çarpıncaya kadar aynı hızla hareket edecektir. Galileo, cisimler hareket halinde iken, durmaya ve hızlanmaya direnme (eylemsizlik) tabitanıa sahip olduğu sonucuna da varmıştı. Bu yeni yaklaşım daha sonra Newton tarafından formülleştirilerek, kendi adıyla anılan Newton'un "Birinci Hareket Yasası" olarak tanımış ve şöyle ifade edilmiştir: "Bir cisme bir dış kuvvet (bileşke kuvvet) etki etmedikçe, cisim durgun ise durgun kalacak, hareketli ise sabit hızla doğrusal hareketine devam edecektir." Daha basit bir anlatımla, bir cisme etki eden net kuvvet sıfırsa ivmesi de sıfırdır. Newton'un birinci yasası, bir cisme etki eden dış kuvvetlerin bileşkesi sıfır olduğu zaman cismin davranışındaki değişmeleri inceler. Bir cisim üzerine sıfırdan farklı bir bileşke kuvvet etki ettiği zaman neler olur? Bu sorunun yanıtını Newton'un ikinci yasası verir. Çok düzgün, cilalı, parlatılmış yatay bir yüzey üzerinde, sürtünme kuvvetini önemsemeyerek bir buz kalıbını ittiğinizi düşünün. Buz kalıbı üzerinde yatay bir F kuvveti uygularsanız, kalıp "a" ivmesi ile hareket edecektir. Kuvveti iki katına çıkarırsanız ivme de iki katına çıkacaktır. Bu tür gözlemlerden bir cismin ivmesinin, ona etkiyen bileşke kuvvet ile doğru orantılı olduğu sonucuna varırız. Peki bileşke kuvveti aynı tutarken cismin kütlesini iki katına çakrsak ne olur? İvme yarısına düşer; üç katına çıkarılırsa üçte birine düşer. Bu gözleme göre, bir cismin ivmesinin kütlesi ile ters orantılıdır. Buna göre Newton'un ikinci yasası şöyle anlatılabilir: "Bir cismin ivmesi, ona etki eden kuvvetle doğru orantılı, kütle ile ters orantılıdır." Elbette ki gezegenler, Kepler Yasalarına göre hareket ediyordu. Ama neden gezegenler değişik ve üstelik düzgün bir hızla hareket etmiyordu? Gezegenlerin gökyüzünde hareket etmeleri için onları "iten" bir gücün olması gerektiği düşünülüyordu. Ama bu güç neydi? Newton'un yaşadığı dönemde hiç olmazsa birçok insan astrolojiyi ciddiye almıyordu; yani gezegenleri meleklerin itmediği kesindi. Newton, Kepler'in formüllerini çıkarmak için kütlesel çekim (gravitasyonal alan) yasasını kullanmştı. Newton, Galileo'nun sarkaç deneylerini inceledi ve buradan boşlukta serbestçe dolaşan gezegenlere etkiyen bir çekimin bulunması gerektiği sonucuna kolayca vardı. Çünkü o, düşünür ve matematikçiydi. Gezegenler, eliptik yörüngeler izliyordu. Bu yörüngeler üzerinde dolanırken Güneş'e daha yakın oldukları yerlerde hızları artıyor, sonra Güneş'ten uzaklaştıkça hızları azalıyordu. Newton, kuvvet bilinirse, bunu kütle denen büyüklüğe bölünce ivmenin bulunabileceğini varsaymıştır. Burada kütle, harekete karşı koymanın bir çeşiti olarak görünür: kütlesi bir başka arabanınkinin iki katı olan çok yüklü bir araba, aynı beygirin etkisi altında birincinin yarısı kadar bir ivme kazanır. Kısacası kütle, hareket edenin eylemsizliğini bildirir ve bu yüzden ona "eylemsizlik kütlesi" adı verilir. Buna göre her cismin, olanaklı bütün kuvvetlere karşı gösterebileceği tepkiyi belirleyen özel bir eylemsizliği vardır. Bunu saptadıktan sonra geriye kuvvet denen şeyin ne olduğunu anlamak kalıyordu. Newton kuvveti şöyle tanımlaıyor: Kuvvet, cisimleri hareketsizlik durumu ya da düzgün hareketei değiştirecek biçimde etkileyen bir eylemdir. merkezcil bir kuvvet, cisimleri bir merkeze ya da belli bir noktaya doğru çeker ya da çekilme eğilimi içinde bulunmalarına yolaçar. Böylece Dünya, Ay'etkilediği zaman ona bir kuvvet uyguluyordu. Ay, Dünya'dan ne kadar uzaksa bu kuvvet de o kadar zayıftı. Daha kesin olarak söylenirse Newton, uzaklık iki kat olunca, kuvvetin ilk değerinin dörtte birine indiğini varsaydı. İki madde birbirlerini kütllelerinin çarpımı ile doğru. aralarındaki uzaklığın karesi ile ters orantılı bir kuvvetle çeker. Bunların hepsi çekim sabiti denen evrensel bir sabitle çarpılır. İki elektrik yükü arasındaki kuvvet de aralarındaki uzaklığın karesi ile ters orantılıdır ama; bunun kütle ile hiçbir ilgisi yoktur. "Evrensel kütle çekimi yasası" nda, kütlenin rolünün birden değiştiğine dikkat edelim. Kütlenin bu yeni görevini iyice belirtmek için, ağırlık katsayısı (çekim sabiti) ortaya çıktığında buna "çekim kütlesi" denmesi uygun görüldü. O halde Newton'un varsayımı şöyle dile getirilebilir: Çekim kütlesi, eylemsizlik kütlesine eşittir. Bu özelliğin, ister Ay kadar büyük, isterse Ay modülü kadar küçük olsun bir gök cisminin yörüngesinin kütlesinden bağımsız olarak aynı olduğu sonucunu vermesi ilginçtir. Newton, kütle çekimi yasasını çok farklı olaylara uyguladı ve onu bilinen Evrenin tümünü kapsayacak şekilde cesaretle yaygınlatırdı. Merkür'ün yaramazlığı dışında bir sorunla karşılaşmadan 200 yıl kendini korudu. Kütleçekim alanlarının temel nitelikleri şöyle sıralanabilir: Kütle çekim kuvvetleri Evrenseldir. Yani Evrendeki her cisim bu kuvvetlerden etkilenir. Bir kütle çekim alanı mutlaka çekici kuvvetlere neden olur. Kütleçekim alanları, uzun erimlidir; yani bir cismin etrafında oluşan çekim alanının etkileri zayıfla¤¤¤¤¤ da olsa çok uzak mesafelere kadar uzanabilir. "Duran iki cisim düşünüldüğünde, bu iki cismin birbirine etki ettirdiği çekim kuvveti; cisimlerin arasındaki uzaklığın karesi ile ters, cisimlerin kütleleri ile doğru orantılıdır." Newton böylece doğanın temel sabitlerinden birini de bulmuştu. Newton, bir matematik sihirbazıydı. Çünkü çok uzun süre onun dışında kimse diferansiyel denklemlerin içinden çıkamıyordu. Newton'dan 60 - 70 yıl önce, büyük Alman bilim adamı Johannes Kepler (1571-1630), gezegenlerin Güneş çevresindeki hareketlerini yöneten temel yasaları bulmuştu. Tarihçe kısaca şöyledir: Eski bilginler gezegenlerin gökyüzündeki hareketlerini gözlemleyerek onların Dünya ile birlikte Güneş çevresinde döndüğü sonucuna vardılar. Bu sonuç daha sonra Copernicus tarafından da bağımsız olarak keşfedildi. İnsanlar keşfin daha önce yapıldığını unutmuşlardı. Bundan sonra araştırılacak soru şuydu: Güneş çevresinde tam olarak nasıl dönüyorlardı? Güneş�in merkez olduğu bir çember üzerinde mi, yoksa başka bir eğri boyunca mı? Hızları neydi? Bunların yanıtlanması daha zun zaman aldı. Copernicus sonrası dönemler, gezegenlerin gerçekten Dünya�yla birlikte Güneş etrafında mı döndükleri, yoksa Dünya�nın Evren!in merkezinde mi olduğu sorularının tartışıldığı dönemlerdi. Daha sonra Danimarkalı astronom Tycho Brahe (1546-1601), soruyu yanıtlamak için bir yöntem önerdi. Eğer gezegenler çok dikkatle gözlenip gökyüzündeki yerleri tam olarak kaydedilirse, teorilerin durumu belki açıklığa kavuşabilirdi. Bu, modern bilimin anahtarı ve doğanın gerçekten anlaşılmasının başlangıcı oldu: birşeyi gözlelek, ayrıntıları kaydetmek ve bu bilgilerin şu veya bu yorumu çıkarmayı sağlayacak ipuçlarını içerdiğini ummak. Zengin bir kişi olan Tycho�nun Kopenhag yakınlarında bir adası vardı. Buraya pirinçten yapılmış kocaman daireler yerleştirdi ve özel gözlem yerleri yaptırdı; sonra, geceler boyunca gezegenlerin konumlarını kaydetti. İşte ancak bu tür yorucu ve yoğun çalışmalar yoluyla birşeyler bulunabilir. Toplanan bütün bilgi Kepler�in eline verildi; o da gezegenlerin Güneş etrafında ne türlü bir hareket yaptığını incelemeye koyuldu. Bunun için deneme yanılma yöntemini uyguladı. Bir ara yanıtı bulduğunu sandı: Gezegenler, Güneş�in merkez olduğu çemberler üzerinde hareket ediyorlardı. Ancak daha sonra bir gezegenin, Mars�ın sekiz dakikalık bir yay kadar sapma yaptığını farketti. Kepler, Tycho Brahe�nin bu ölçüde bir hata yapamayacağını düşünüp, yanıtın doğru olmadığı sonucuna vardı. Deneylerin çok dikkatli yapılmış olması nedeniyle başka bir yol deneyerek sonunda üç şey keşfetti. İlk olarak, gezegenler Güneş�in odak olduğu elips şeklinde bir yörünge izliyorlardı. Elips bütün ressamların bildiği bir eğridir: basık bir daire. Çocuklar da onu iyi bilir; iki ucu tesbit edilmiş bir ipe bir halka geçirip halkaya da bir kalem sokulunca elips çizilebileceğini birileri onlara söylemiştir. İkinci olarak, bir gezegenin Güneş çevresindeki yörüngesi bir elipstir; Güneş de odakların birindedir. Bundan sonra gelen soru şuydu: Güneş�e yaklaştıkça hızı artıyor, uzaklaştıkça yavaşlıyor mu? Kepler, bunun da yanıtını buldu. Bulduğu yanıt şöyle açıklanabilir: Örneğin üç hafta gibi belirli bir ara içeren iki farklı zamanda gezegenin konumun saptayalım. Sonra, yörüngenin başka bir bölümünde, gezegenin yine üç hafta ara ile iki ayrı konumunu saptayalım ve Güneş�le gezegeni birleştiren doğruları çizelim (bilimsel deyimiyle bunlar yarıçap vektörleridir). Üç hafta ara ile çizilen iki doğru ve yörenge arasında kalan alan, yörüngenin her bölgesi için aynıdır. Demek ki, gezegen Güneş�e daha yakın olduğu yerlerde daha hızlı hareket ediyor ve uzaklaştıkça aynı alanı taramak için daha yavaş ilerliyor. Birkaç yıl sonra Kepler, üçüncü bir kural keşfetti. Bu kural yalnızca tek bir gezegenin Güneş çevresindeki hareketiyle ilgili değildi; farklı gezegenler arasında da ilişki kuruyordu. Bu kurala göre, bir gezegenin Güneş çevresinde tam bir devir yapması için gereken zaman, yörüngenin boyutuna bağlıdır; bu zaman da yörüngenin boyutunun küpünün kare kökü ile orantılıdır. Yörüngenin boyutu elipsin en büyük çapıdır. Kepler�in bu üç yasası şu şekilde özetlenebilir: Yörünge bir elipstir; eşit sürelerde eşit alanlar taranır ve bir devir için geçen süre, boyutun üç bölü ikinci kuvvetiyle orantılıdır; yani boyutun küpünün kareköküyle. Kepler�in bu üç yasası gezegenlerin Güneş çevresindeki hareketlerini tam olarak belirlemektedir. Bundan sonraki soru şuydu: Gezegenleri Güneş çevresinde hareket ettiren şey nedir? Keplerle aynı dönemde yaşamış bazı kişiler bu soruyu şöyle yanıtlıyorlardı: Melekler kanatlarını çırparak gezegenleri arkadan yörünge boyunca iterler. Daha sonra göreceğiniz gibi bu yanıt gerçeğe pek de uzak sayılmaz. Tek fark, meleklerin farklı yönlerde oturup kanatlarını içeriye doğru çırpıyor olmalarıdır. Aynı sıralarda Galileo da Dünya�daki sıradan cisimlerin hareket kurallarını inceliyor, bu inceleme sırasında da bazı deneyler yapıyordu. Toplar eğik bir düzlemden aşağı doğru nasıl yuvarlanıyor, sarkaçlar nasıl sallanıyordu?Galileo "eylemsizlik ilkesi" denilen önemli bir kural keşfetti. Kural şuydu: Düz bir doğru üzerinde belirli bir hızla hareket eden bir cisim, hiçbir etken olmazsa bu doğru boyunca, aynı hızla, sonsuza kadar gitmeye devam edecektir. Bir topu durmamacasına yuvarlamaya çalışmış olan herkes için buna inanmak güç olsa da; bu ideal şartların varlığında, yerdeki sürtünme gibi etkenler olmasa, top gerçekten de düzgün bir hızla sonsuza kadar gidecektir. Daha sonraki gelişme Newton�un şu soruyu tartışması ile başladı: Eğer cisim düz bir doğru boyunca hareket etmiyorsa ne olur? Buna verdiği yanıt da şu oldu: Hızı herhangi bir şekilde değiştirmek için kuvvet uygulamak gerekir. Örneğin, bir top hareket ettiği yönde itilirse hızı artar. Eğer gidiş yönü değişmişse kuvvet yandan uygulanması gerekir. Kuvvet iki etkinin çarpımı ile ölçülebilir.Ufak bir zaman aralığında hzının ne kadar değiştiği, "ivme" olarak tanımlanır. Bunu cismin kütlesi veya eylemsizlik katsayısı ile çarparsık kuvveti buluruz. Bu ise ölçülebilir. Örneğin bir ipin ucuna bağlanmış bir taşı başımızın üzerinde döndürürsek, ipi çekmemiz grektiğini farkederiz. Nedeni şudur: Taşın hızı sabit olmakla birlikte, bir çember çizerek döndüğü için yönü değişmekte, bu nedenle de taşı sürekli içeriye doğru çekin bir kuvvet gerekmektedir; bu kuvvet de kütle ile orantılıdır. Şimdi iki ayrı taş alıp önce birini sonra diğerini döndürelim ve ikinci taş için gereken kuvvveti ölçelim. Bu kuvvet, birinciden, kütlelerinin farklılığıyla orantılı olarak daha büyük olacaktır. Hızı değiştirmek için gereken kuvveti saptamak, kütleyi ölçmek için bir yönetem oluşturur. Newton, bundan bir başka sonuç çıkardı. Onu da basit bir örenkle açıklayalım: Eğer bir gezegen Güneş çevresinde bir çember boyunca gidiyorsa, onun yana doğru, teğet boyunca gitmesi içi kuvvete gerek yoktur. Eğer herhangi bir kuvvet olmasaydı başını alır giderdi. Ancak gezegen bunu yapmıyorr;kuvvetin olmaması durumunda bir süre sonra gitmiş olcaeğı ta uzaklarda değil, Güneş�e yakın bir yerde bulunuyor. Başka bir deyişle,hızı ve hareketi Güneş�e doğru sapıyor; yani meleklerin, kanatlarını sürekli Güneş�e doğru çarpmaları gerekiyor. Bir gezegenin düz bir doğru boyunca hareket etmesinin bilinen bir nedeni yoktur. Nesnelerin sonsuza dek gitmeyi sürdürmelerinin nedeni bulunamamıştır. Eylemsizlik Kuramı'nın da bilinen bir kökeni yoktur. Melekler gerçek olmasa da harektin süregittiği bir gerçektir. Ancak,düşme olgusu için kuvvete gereksinim vardır ve kuvvetin kökeninin Güneş�e doğru olduğu da anlaşılmıştır. Newton, eşit sürelerde eşit alan taranması kuramının, hızdaki bütün değişmelerin Güneş yönünde olduğu savının doğrudan bir sonucu olduğunu; bunun eliptik yörünge için de geçerli olduğunu göstermeyi başardı. Bu yasayı kullanarak Newton, kuvvetin Güneş yönünde olduğunu ve eğer gezegenlerin periyotlarının Güneş�ten olan uzaklıklarıyla nasıl değiştiği bilinirse, bu kuvvetin uzaklık ile nasıl değiştiğinin de bulunabileceğini gösterdi ve kuvvetin, uzaklığın karesi ile ters orantılı olduğunu saptadı. Buraya kadar Newton, pek bir şey söylemiş sayılmaz; çünkü yalnızca kepler�in ifade ettiği iki şeyi farklı biçimde dile getirmiş oluyordu. birincisi, kuvvetin Güneş yönünde olduğunu söylemekle; ikinci de kuvvetin, uzaklığın karesi ile ters orantılı olduğunu söylemekle aynı şeydi. İnsanlar Jüpiter�in uydularının Jüpiter çevresinde nasıl hareket ettiklerini teleskopla görmüşlerdi. bu hareket tıpkı Güneş Sistemi'nde olduğu gibiydi; sanik uydular Jüpiter�e doğru çekiliyorlardı. Ay da Dünya�nın çekimindedir; Dünya�nın çevresinde döner ve Dünya�ya doğru çekilir. Sanki her şeyin birbirinin çekimi altınrdaymış gibi görünmesi bir sonraki kuramı; genelleme yapacak olursak her cismin her cismi çektiği yolunda olması sonucunu getirdi. Eğer bu doğru ise, Güneş'in gezEgenleri çektiği gibi dünya da Ay�ı kendisine doğru çekiyordu. Dünya�nın cisimleri çektiği bilinen bir şeydi (hepimiz havada uçmak isetesek de iskemlemizde sık sıkı oturduğumuzu biliyoruz). Yeryüzü'ndeki çekim, yerçekimi olgusu olarak ilyi bilrdiğimiz bir şeydir. Newton, Ay�ı yörüngede tutan çekimin, nesneleri Dünya�ya çeken kuvvetle aynı şey olabileceğini düşündü. Daha sonra Newton birçok yeni şey ortaya çıkardı. Çekim Yasası'nın ters kare olması durumunda yörüngenin şeklinin ne olacağını hesapladı ve bunu bir elips olarak buldu. Ayrıca birçok farklı olaya da açıklama getirildi. Bunlardan biri gel-git olayıydı. Gel-git, Dünya ve denizlerin Ay tarafından çekilmesinden kaynaklanıyordu. Bu, daha önceleri de düşünülmüştü; ancak ortada bir pürüz vardı: Olay, Ay�ın denizleri çekmesinden kaynaklanıyorsa Ay�ın bulunduğu taraftaki sular yükselecek, o zaman günde ancak bir gel-git olacaktı. Gerçekte ise yaklaşık oniki saatte bir, yani günde iki gel-git olduğunu biliyoruz. Farklı bir sonuca varan bir düşünce ekolü daha vardı. Buna göre de Dünya, Ay tarafından suyun dışına çekiliyordu. Gerçekte ne olup bittiğini ilk farkeden Newton oldu: Ay�ın aynı uzaklıktaki kara ve denizler üzerindeki çekim kuvveti aynıydı. Gerçekte Dünya da Ay gibi bir çember boyunca hareket eder. Ay�ın Dünya�ya uyguladığı kuvvet dengelenmiştir; ama dengeleyici nedir? Ay�ın Dünya�nın çekim kuvvetini dengelemek için dairesel bir yörünge üzerinde hareket etmesi gibi, Dünya da dairesel bir yörünge üzerinde hareket etmektedir. Bu dairenin merkezi Dünya�nın içinde bir noktadadır ve Ay�ın kuvvetini dengelemek için darisel bir hareket yapmaktadır. İkisinin de ortak bir merkez etrafında dönmesiyle, Dünya açısından kuvvetler dengelenmiş oluyor; ancak bir yöndeki su öteki yöndekine göre daha çok çekildiği için su iki yanda da kabarıyor. Herneyse, gel-git olayı ve günde iki kez gerçekleşmesinin nedeni böylece açıklanmış oluyordu. Bu arada açıklanan daha birçok şey vardı: Dünya, her şey içe doğru çekildiği için yuvarlaktı; kendi ekseni etrafında döndüğü için de yuvarlak değildi. Dış bölgeler biraz uzaga itilmişlerdi ve denge oluşuyordu. Bilim ilerleyip daha hassas ölçümler yapıldıkça "Newton Yasası" da daha zorlu sınamalarla karşılaştı. Bunlardan ilki Jüpiter'in gezegenleriyle ilgiliydi. Uzun süre dikkatle yapılmış gözlemlerle hareketlerinin Newton Yasası'na uyumu saptanabilirdi. Ancak sonuç bunun doğuru olmadığını gösteriyordu. Jüpiter�in gezegenleri, Newton Yasası ile hesaplanmış zamana göre, bazen sekiz dakika ileri, bazen sekiz dakika geri olan bir fark oluşturuyorlardı. Bu fark Jüpiter�in Dünya�ya yakın olduğu zamanlarda ileri, uzak olduğu zamanlarda ise geriye doğruydu. Bu tuhaf bir durumdu. Yerçekimi yasasına güveni tam olan Danimarkalı astronom Roemer (1644-1710), bu durumda ışığın Jüpiter�in gezegenlerinden Dünya�ya gelmesinin zaman aldığı gibi ilginç bir sonuç çıkardı Ayrıca bu gezegenlere baktığımız zaman gördüğümüz şey onların o andaki durumu değil, ışığın bize gelmesi için geçen zamandan önceki durumuydu. Jüpiter bize yakın olduğunda ışık daha kısa sürede, uzak olduğunda ise daha uzun sürede geliyordu. Bu neden Roemer�in gözlemleri zaman farkı yönünden şu kadar erken, bu kadar geç olmalarına görüe düzeltilmesi gerekiyordu. Bu yolla ışğın hızını ölçmeyi başarmış, ışığın bir anda yayılan birşey olmadığını da ilk kez göstermiş oldu. Eğer bir yasa doğru ise başka bir yasanın bulunmasına da yol açabilir. Eğer bir yasaya güveniyorsak, ona ters bir şeyin ortaya çıkması bizi başka bir olguya doğru yöneltir. Yerçekimi yasasını bilmeseydik Jüpiter�in gezegenlerinden ne bekleyeceğimizi de bilemezdik; ışığın hızını ölçmek ise çok daha sonralara atılmış olurdu. Bu süreç, adeta bir keşifler çağına yol açtı. Her yeni keşif, bir yenisine daha yol açan araçları da beraberinde getirir. 400 yıldan beri süregelen ve büyük bir hızla sürmele devam edecek olan bu çağ, işte bu şekilde başlamıştır. Daha sonraları ortaya yeni bir sorun çıktı. Newton Yasası'na göre gezegenler yalnızca Güneş�in çekiminde değildi; birbirlerini de biraz çekiyorlardı. Öyleyse yörüngeleri eliptik olmamalıydı. Gerçi bu küçük bir çekimdi; ancak "küçük" olan da önem taşıyabilir ve hareketi etkiler. Jüpiter, Satürn ve Uranüs�ün büyük gezegenler oldukları biliniyordu. Herbirinin diğerleri üzerindeki çekimi sonucu, yörüngelerinin Kepler�in kusursuz elipslerinden ne ölçüde farklı olduğunu saptayacak hesaplar ve gözlemler yapıldı. Sonuçta Jüpiter ve Satürn�ün hesaplamalara uygun hareket ettikleri; Uranüs�ün ise �tuhaf� davrandığı ortaya çıktı. Adams ve Leverrier adındaki iki astronom, birbirinden bağımsız olarak yaptıkları çalışmalar sonucunda neredeyse aynı anda, Uranüs�ün hareketlerinin görünmyen bir gezegenden etkilendiğini iler sürdüler. Herbiri kendi gözlemevine "teleskopunuzu çevirin ve orayı gözleyin. yeni bir gezgen göreceksiniz" şeklinde birer mektup yolladılar. Gözlemevlerinden birinin tepkisi "Saçma! Eline kalem kağıt alıp oturan biri, bize gezegen bulmak için nereye bakacağımızı söylüyor" şeklindeydi. Diğer gözlemevinin yöntemi farklıydı ve Neptün�ü buldu. 20. yy�ın başlarında Merkür�ün hareketinin tam da "doğru" olmadığı anlaşıldı. Einstein, Newton Yasalarının biraz hatalı olduğunu ve değiştirilmeleri gerektiğini gösterinceye dek bu durum hayli sıkıntıya yol açtı. Şimdi de bu yasanın kapsamının genişliği sorusu ortaya çıkıyor. Yasa, Güneş Sistemi dışında da geçerli midir? Galaksimizi birarada tutan şey, yıldızlar arasındaki çekim kuvvetidir. Dünya'dan Güneş'e olan uzaklık sekiz ışık dakikası olduğu halde, galaksilerin uzunlukları 50.000-100.000 ışık yılıdır. Ancak çekim kuvvetinin bu büyük yıldız yığınlarında, bu ölçekteki uzaklıklarda bile geçerli olduğundan kuşkulanmak için bir neden yoktur. Çekim kuvvetinin varolduğunu doğrudan kanıtlayabileceğimiz uzaklık bu kadar; yani Evren'in büyüklüğünün onda biri veya yüzde biri kadar uzaklıktır. Buna göre, gazetelerde birşeylerin Dünya'nın çekim kuvveti dışına çıktığına ilişkin haberler okusanız da, Dünya'daki yerçekiminin kesin bir sonu yoktur. Bu yerçekimi, uzaklığın karesi ile ters orantılı olarak giderek zayıflar; uzaklık iki katın çıkınca o da dört kat zayıflar ve böylece diğer yıldızların güçlü alanlarının karmaşasında kaybolur. Çevresindeki yıldızlarla birlikte başka yıldızları çekerek galaksi oluşturur; bu galaksi de diğer galaksileri çekip bir galaksiler kümesi oluşturur. Böylece Dünya'nın çekim alanı hiç bitmez; ancak belirli ve düzenli bir şekilde zayıfla¤¤¤¤¤ belki de Evren'in sınırlarına kadar gider. Çekim Yasası, diğer yasaların çoğundan farklıdır. Evren'in ekonomisi ve mekanizması için çok önemli olduğu açıktır ve Evren yönünden birçok pratik uygulaması da vardır. Ancak, diğer fizik yasalarından farklı tipik bir özelliğe sahiptir: bilinmesi pek az pratik yarar sağlar. Bir galaksiyi oluşturan birçok yıldız değil, sadece gazdır. Belki de her şeyi başlatan, bir şok dalgası olmuştur. Bundan sonraki olaylar, çekim kuvvetinin etkisiyle gazın gittikçe sıklaşarak toplanması, büyük gaz ve toz yığınlarının ve topların oluşmasıdır. Bunlar içeriye doğru düşerken, düşmenin yol açtığı ısıyla yanar ve yıldız haline gelirler. Böylece yıldızlar, çekim etkisiyle gazın sıkışıp biraraya gelmesiyle ortaya çıkıyorlar. Yıldızlar bazen patladıklarında toz ve gaz püskürtür, bu toz ve gazlar tekrar biraraya toplanıp yeni yıldızlar yaratırlar. Fotoelektrik Olay İlk defa 1887’de h Hertz tarafından gözlenmiş olan fotoelektrik olayın daha sonra yapılan hassas deneylerle de saptanan önemli özellikleri aşağıdaki gibi sıralanabilir. * Metal yüzeyler ışık ile aydınlatıldıkları zaman elektron yayabilirler fakat pozitif iyonlar yayamazlar. * Metal yüzeylerin bu şekilde elektron yayıp yayamayacakları gönderilen ışığın frekansına bağlıdır. Metalden metale değişen bir frekans eşiği vardır ve ancak frekansı bu eşik değerden büyük olan ışık bir fotoelektrik akım oluşturur. * Fotoakım oluştuktan kısa süre sonra kararlı değerine ulaşarak büyüklüğü ışığın şiddeti ile doğru orantılı olarak artar. * Fotoelektronların kinetik enerjisi ışık kaynağının şiddetinden bağımsız olup gelen ışığın frekansı ile doğru orantılı olarak artar. Fotoelektrik olayın varlığı klasik elektromagnetik teori ile anlaşılabilir, çünkü metallerin elektron içerdikleri o zamanlar bilinmekte idi ve bunlar ışık soğurumu ile ivmelendirilerek metalden koparılabilirler. Işık bir elektromagnetik dalgadır ve ışığın elektrik alanı elektrona e.E/m ivmesini kazandırır. Fakat yukarıda değinilen şiddet ve frekans bağımlılıkları klasik teori çerçevesinde kalınarak açıklanamaz. Işığın şiddeti ε2 nin zaman ortalaması ile orantılıdır. Şiddetin artması ε2 nin ve dolayısı ile elektronların ivmesinin artması demektir. Bu ise sökülen fotoelektronların kinetik enerjisini artırır. Üstelik bunun frekans ile ilişkisi yoktur. Bu klasik sonuçlar ise gözlemlerle çelişmektedir. Olayın doğru açıklaması, Planck varsayımını, ışık h.υ enerjili fotonlardan (enerji kuantumlarından) oluşur şeklinde ele alan A.Einstein tarafından 1905’te yapıldı. Bir fotonun soğurulması, bir elektronun enerjisini h.υ kadar arttırır. Bunun W kadarlık kısmı elektronu metalden ayırmaya harcanmalıdır. W ’ya metalin iş fonksiyonu denir ve bu metalden metale değişir. h.υ< font>h.υ>W ise söküm olacak ve geriye kalan h.υ-W enerjisi ise elektronun kinetik enerjisi halinde kendini gösterecektir. Enerji korunumunun uygulanması, 1/2.m.v2=h.υ-W şeklinde elektronun kinetik enerjisi ile ışığın υ frekansı arasındaki çizgisel bağımlılığı çok basit bir şekilde açıklar. Bu bağıntı υ0=W/h şeklinde υ0 eşik frekansı ile iş fonksiyonu W arasındaki bağımlılığı da verir. Fotoelektronların kinetik enerjisinin ışığın υ frekansına göre değişimi. Doğrunun uzantısının kinetik enerji eksenini kestiği nokta W iş fonksiyonunu verir. Doğrunun eğimi de h sabitini verir. Fotoelektrik akımın ışık şiddetine bağımlılığı da foton düşüncesi kullanılarak basitçe açıklanabilir. Daha büyük ışık şiddeti, daha fazla sayıda foton ve bu da daha fazla elektron yani daha büyük bir fotoakım demektir. Sıvıların Kaldırma Kuvveti Sıvıların Kaldırma Kuvveti ve Arşimet'in Hayatı: Eski Yunan matematikçi ve fizikçisidir. (Syrakusai M.Ö. 287-ay.y. 212) Genç yaşta öğrenimini tamamlamak ve ünlü bilim adamı Eukleides’ in derslerini izlemek üzere Antik çağın kültür merkezi olan İskenderi‘ ye gitti. Yer kürenin çevresini zamanına göre çok iyi bir yaklaşımla veren Eratusthenes ile tanıştı. Yurduna döndükten sonra kendini tamamıyla ilmi çalışmalara adadı. Matematik, fizik ve astronomi üzerinde çalıştı. İlk olarak Arşimet daire çevresinin çapına oran olan pi sayısını,daire içine ve dışına çizilmiş düzgün çokgenler yardımıyla yaklaşıklıkla veren bir metot ortaya koydu. Çok büyük sayıları kolaylıkla belirtmeye yarayan bir yöntem bularak Yunan sayı sistemini geliştirdi. Yayların toplama ve çıkarma formüllerini buldu. Koniklerin (elips, parobol,hiperbol) kendi çevresinde dönmesiyle oluşan geometrik şekilleri inceledi. Arşimet ‘in mekanik alanda da başarıları vardır. Sonsuz vidanın hareketli makaranın, palanganın ve dişli çarkın bulucusu olarak tanınır. “Bana bir dayanak noktası gösterin dünyayı yerinden oynatayım” sözü Arşimet’e aittir. Kurumsal çalışmaları yanında söylenceleşmiş pratik çalışmalarıda vardır. Bunlardan en ünlüsü Syracusa kralı ve dostu Hieron ‘un kendisi için yaptırdığı altın taca başka bir maden karıştırıldığından kuşkulanarak Arşimet ‘ten taç bozulmadan bunu ortaya çıkarmasını istemesiyle ilgilidir. Arşimet bu sorun üstüme düşünür, ancak birşey bulamaz. Bir gün hamamda yıkanırken suyun vücudunun batan bölümünün hacmiyle orantılı bir kuvvetle yukarı doğru ittiğini bulur. Bu yolla tacın saf altından yapılıp yapılmadığını düşünen Arşimet büyük bir sevinçle çırılçıplak olarak sokağa fırlamış ve bağırmıştır: Eureka, Eureka (buldum, buldum )… Ayrıca Arşimet M.Ö. 215’te Konsal Marcellus komutasındaki Roma ordusuna karşı Syracua kentinin savunmasında yer aldı. Bu savunmada çok uzak mesafelere ok ve taş atan mekanik aletler yaptığı ve kurduğu ayna sistemiyle güneş ışınlarını Roma donanması üzerinde odakla¤¤¤¤¤ gemileri yaktığı söylenir. Herşeye rağmen Romalılar bir şans eseri Syracusa’ ya girdiler. Marcellus, askerlerine bu büyük adama iyi davranılmasını emretmiştir. Ancak Arşimet ‘I tanımayan bir asker bir problemin çözümüne iyice dalmış olan bilginin kendisine cevap vermemesi üzerine kızarak öldürdü. Arşimet Prensibi : cisimlerin sıvı ya da gaz ortamlar içerisindeki denge koşullarını açıklayan, fiziğin temel ilkelerinden biridir. Arşimet’in ortaya koyduğu bu ilkeye göre sıvı ya da gaz ortam içerisinde bulunan bir cismin ağırlığı, kendi hacmine eşit hacimdeki sıvının (gazın) ağırlığı kadar azalır. Eğer cismin yalnız bir bölümü sıvı (gaz) ortam içerisinde bulunursa ağırlığı kadar azalır. Buna göre hacmi V,ağırlığı G, ve yoğunluğu Q olan bir cismin sıvı (gaz)ortam içerisine kalan bölümün hacmi V, sıvının (gazın) yoğunluğu da Q ise cismin sıvı (gaz) ortam içerisindeki ağırlığı G=G-F’ dir. Böylece cismin ağırlığındaki azalmaya neden olan ve sıvı (gaz) tarafından yukarıya doğru etki ettirilen F kuvvetine kaldırma kuvveti denir. Bu kuvvet cismin, sıvı(gaz) içinde kalan bölümün hacmi kadar hacimdeki sıvının ağırlığına eşit olduğundan Arşimet ilkesi matematiksel olarak : F=VQ-V’Q’=(V-V’)Q=V’Q’ Bağıntılarıyla gösterilir. Arşimet ilkesinin ilginç sonuçlarından birisi, cismin sıvı ya da gaz ortam içerisinde bulunan bölümün hacmine eşit hacimdeki sıvı ya da gazı, bulundukları kaptan taşırmasıdır. Bu bakımdan kaldırma kuvveti, taşan sıvı ya da gazın ağırlığına eşittir. Bu olay, içinde su bulunan ölçekli bir kaba uygun bir cisim atılarak kolayca gözlenebilir. PASCAL19 Haziran 1623- 19 Ağustos 1662) Blasie Pascal; Fransız matematikçisi, fizikçisi, felsefecisi ve yazarıdır. Akışkanlar yasalarından biri olan pascalı bulmuştur. Clermont Vergi Mahkemesi başkanı olan babası iyi bir matematikçi ve bilgili bir kişiydi. Karısının ölümünden 5 yıl sonra ailesiyle birlikte Paris ‘e yerleşti. Fiziğe ve matematiğe duyduğu ilgiden dolayı dönemin tanınmış edebiyat ve bilim adamlarıyla bağlantı kurdu. Küçük yaşta gelişen yetenekleri sayesinde birlikte olduğu çevreye yabancılık çekmedi. Babasıda oğlunun bu yeteneklerini farkedince oğluna ders vermeye başladı. Henüz çocuk denilecek yaştayken, Eukleides’in ilk 32 teorisini öğrenen, 11 yaşında sesler üstüne bir inceleme yazan (Tratie surles sons (sesler üstüne inceleme)) Blasie Pascal, 12 yaşına gelince kendi kendine geometri öğrendi. Daha sonra sesin hızını ölçen P.Mersone’in (1588-1648) düzenledi. Dirençler Devreye uygulanan gerilim ve akım bir uçtan diğer uca ulaşıncaya kadar izlediği yolda birtakım zorluklarla karşılaşır. Bu zorluklar elektronların geçişin etkileyen veya geçiktiren kuvvetlerdir. İşte bu kuvvetlere DİRENÇ denebilir. Kısaca ohm ile gösterilir. İlk olarak direncin tarifiyle başlayalım. Elektrik akımına karşı gösterilen zorluğa direnç denir. Genel olarak "R" harfi ile sembollendirilir. Birimi ise "W" Ohm' dur.Aşağıdaki gibi çeşitli sembollerle gösterilir. Ohm Kanunu Kapalı Bir elektrik devresinde direnç ; devre gerilimi ile devreden geçen akımın bölümüne eşittir, Elektriksel devrelerde kullanılan direnç Kapalı Bir elektrik devresinde gerilim; devre direnci ile devreden geçen akımın çarpımına eşittir, Kapalı Bir elektrik devresinde akım; devre gerilimi ile devre direncinin bölümüne eşittir,gibi üç sekilde ifade edilir. Yeri gelmişken gerilim ve akımıda tanımlayalım: Gerilim:Bir elektrik devresinde, iki nokta arasındaki potansiyel farka gerilim denir.Gerilim genellikle "U" harfi ile sembollendirilir,Fakat bazı kaynaklarda "E" olarak da gösterilebilir.Birimi ise "V" Volt' tur. Akım:Bir elektrik devresinde serbest elektronların bir taraftan diğer tarafa yer değiştirmesidir.Bu yer değiştirme güç kaynağı içinde "-" den "+" ya doğru olur,devre içinde ise "+" dan "-" ye doğru olur.Buna elektron akışı - akım denir.Akım "I" harfi ile sembollendirilir,Birimi ise "A" Amper' dir. Ohm Kanunun formülsel ifadesi ise şöyledir; R = U / I Û W = V / A Direnç Şekilleri ve yapıları Dirençler yapıldıkları malzemeye göre; 1. Karbon Dirençler , 2. Telli Dirençler olarak ikiye, Kullanılışlarına göre ise: 1. Sabit Dirençler 2. Ayarlı Dirençler olarak ikiye ayrılırlar. Dirençler şekildeki gibi tasarlandıkları gibi farklı maddelerden farklı şekil ve bağlantılarla da tasarlanabilirler. Direnç Nedir? Direnç kelimesi, genel anlamda, "bir güce karşı olan direnme" olarak tanımlana bilir. Elektrik ve elektronikte direnç, iki ucu arasına gerilim uygulanan bir maddenin akıma karşı gösterdiği direnme özelliğidir. Kısaca; elektrik akımına gösterilen zorluğa DİRENÇ denir. Direnç "R" veya "r" harfi ile gösterilir, birimi ohm (W) dur. Direnç Sembolleri: Direnç Türleri: Dirençler iki gruba ayrılır: 1) Büyük güçlü dirençler 2) Küçük güçlü dirençler BÜYÜK GÜÇLÜ DİRENÇLER: 2W üzerindeki dirençler büyük güçlü direnç grubuna girer. KÜÇÜK GÜÇLÜ DİRENÇLER: Küçük güçlü dirençlerin sınıflandırılması: 1. Sabit dirençler 3. Termistör (Termistans) 2. Ayarlı dirençler 4. Fotodirenç (Fotorezistans) Gerek büyük güçlü olsun, gerekse de küçük güçlü olsun, bütün dirençlerin belirli bir dayanma gücü vardır. Dirençlerin Bağlanması Elektrik devrelerinde birden fazla direnç bulunabilir. Bir devredeki dirençler birbirleriyle seri, paralel veya karışık denilen biçimlerde bağlanmış olabilir. Böyle bir devrede hangi dirençten ne kadar akım geçeceğini, dirençlerin her birinin uçları arasındaki potansiyel farkını bulmak için eşdeğer direnç denilen bir kavram kullanılır. Devredeki dirençlerin yerine kullanılabilecek tek dirence EŞDEĞER DİRENÇ denilir. Eşdeğer Direnç, diğerlerinin ayrı ayrı sahip oldukları işlevlere tek başına sahiptir. DİRENÇLERİN SERİ BAĞLANMASI : V1 V2 Şekildeki gibi birer uçlari birbirine bagli, diger uçlari üretece bagli, R1=3 ve R2=6 dirençleri birbirine seri bağlıdır. Üretecin kutupları arasındaki potansiyel farkı V=36 Volttur. I1 ve I2 akım şiddetlerini, dirençlerin uçları arasındaki V1 ve V2 potansiyel farklarını bulalım. Dirençlerin seri bağlanmasını kesitleri farklı iki su borusunun şekildeki gibi ucuca eklenmesine benzetilebilir. Boruda su moleküllerinin akışı ile dirençlerden elektron akışının benzer kuralları vardır. p basınç farkı oluşturulunca seri bağlı boruların kesitlerinden birim zamanda geçen su miktarları (debiler) birbirine eşit olmak zorundadır. Buna göre su akışı geniş boruda yavaş, dar boruda hızlı olacaktır. Bu nedenle boruların uçları arasındaki p1 ve p2 basınç farkları aynı olmayacaktır. Örneğimizdeki küçük kesitli borunun uçları arasındaki p2 daha büyük olacaktır. Su borusu sistemindeki debinin elektrik devresindeki karşılığı (I) akım şiddetidir. p basınç farkının karşılığı da (V) potansiyel farkıdır.