Yerçekimi hakkındaki ilk bilimsel fikirler, nesnelerin doğal olarak yere nasıl düştüğü ve gezegensel hareketin gözlemlerine dayanıyordu. Antik çağlardan beri insanlığın çoğu, Dünya'nın evrenin merkezi olduğuna inanıyordu.
Eski Babilliler tutulmaları ve gezegenlerin hareketlerini tahmin ettiler. Yunan filozofu Aristoteles (MÖ 384-322), Güneş'i, Dünya'nın etrafında dairesel yörüngelerde hareket eden gezegenleri ve yıldızları ve daha ağır nesnelerin hafif olanlardan daha hızlı düştüğünü tanımladı. Yunan matematikçi ve astronom Ptolemy (MS 100-170), jeosentrik (Dünya merkezli) evreni ve diğer gezegenlerin geriye dönük hareketini tanımlamak için episiklerle karmaşık bir eksantrik daire sistemi tasarladı.
Yerçekimi Özellikleri Nelerdir?
İnsanlığın yerçekimi anlayışındaki önemli keşifler yüzyıllar sonra yapıldı. Ünlü astronom , matematikçi ve modern astronominin babası Nicolaus Copernicus (1473-1543), gezegenlerin Güneş'ten doğru sıralandığı ve yörünge dönemlerinin tahmin edildiği, güneş merkezli bir evreni tanımlayan astronomik bir inceleme yazdı. Copernicus ayrıca Dünya'nın kendi ekseni etrafında döndüğünü ve bu eksende mevsimleri açıklayan kademeli kaymaları tanımladı. Kopernik, nesnelerin neden yere düştüğünü veya gezegenlerin neden mükemmel dairesel yörüngelere sahip olmadığını açıklamadığı için bu çalışmanın yayınlanmasını 1543'e kadar erteledi.
İtalyan astronom Galileo Galilei (1564-1642), Dünya'daki her şeyin tamamen aynı oranda düştüğü sonucuna vardı. Bu hıza yerçekimi ivmesi (g) denir ve Dünya üzerindeki her yerde neredeyse sabittir. Yerçekimi, uzun mesafelerde etkili olabilen çekici bir çekme kuvvetidir. Dünya'nın yerçekiminin, Dünya'nın merkezindeki bir noktadan kaynaklandığını ve her şeyi bu noktaya doğru çektiğini düşünün. Dünyanın herhangi bir yerinde hissedilen yerçekimi miktarı, orijinden olan uzaklığa göre değişir.
Not: Dünyanın basık sferoid şekli nedeniyle deniz seviyesinde bir dağın zirvesine göre ve kutuplarda ekvatora göre biraz daha fazla yerçekimi vardır.
Danimarkalı astronom Tycho Brahe (1546-1601), zamanının en doğru gök gözlemlerini yaptı. Brahe'nin yeni evren modeli, Ay ve Güneş'i Dünya'nın yörüngesine (jeosentrik) ve diğer gezegenleri Güneş'in yörüngesine (güneş merkezli) yerleştirdi. Alman astronom Johannes Kepler (1571-1630), Brahe'nin gözlemlerini Mars'ın yörüngesini analiz etmek ve gezegen hareketinin üç yasasını çıkarmak için kullandı. Kepler'in Üç Yasası 1609'da yayınlandı ve;
- Gezegenlerin bir odakta Güneş ile elipsler halinde hareket ettiğini,
- Yarıçap vektörlerinin eşit zamanlarda eşit alanları tanımladığını,
- Periyodik zamanlarının karelerinin ortalamalarının küpleriyle orantılı olduğunu belirtiyor.
Sir Isaac Newton (1642-1727), cisimlerin Dünya'ya düşmesine neden olan yerçekimi kuvvetinin, gezegenlerin uzayda yörüngelerinde dönmesini sağlayan yerçekimi kuvvetiyle tamamen aynı olduğunu fark etti. 1687'de Newton, evrensel yerçekimi yasasını yayınladı. Newton Yasası, yerçekimini nesneleri birbirinin merkezine doğru çeken görünmez bir kuvvet olarak tanımlar. Aralarında mesafe (r) bulunan iki kütle (M ve m) arasındaki yerçekimi kuvveti (F), F= GM m / r2'dir, burada G = evrensel yerçekimi sabiti = 6,67 x 10-11 Nm2/kg2'dir. Fizik denklemlerindeki diğer birçok sabit gibi, G de denklemlerin çalışmasını sağlayan sabit bir sayıdır. 1798'de Henry Cavendish (1731-1810), bilinen bir kütleye sahip iki kurşun küre arasındaki kuvveti ölçerek G'yi hesapladı.
Newton Yasası evrendeki her kütle için geçerlidir ve herhangi iki kütlenin karşılıklı bir kuvveti vardır. Bu, Dünya'nın sizi yukarı çektiğiniz kuvvetle aynı kuvvetle aşağı çektiği anlamına gelir. Kütleler ne kadar büyükse, aralarındaki kuvvet o kadar fazla ve kütleler birbirine ne kadar yakınsa, aralarındaki çekim kuvveti o kadar büyük olur. Yerçekimi kuvveti, kütleler arasındaki mesafe ile ters orantılıdır, bu nedenle mesafeyi iki katına çıkarmak, yerçekimi kuvvetini dörtte bir oranında azaltır.
Jüpiter'in Yerçekimi Etkisi
Jüpiter'in yerçekimi, yörüngesinde olmayan nesneleri etkiler. Asteroitleri ve kuyruklu yıldızları Jüpiter'e doğru çeker. Bu nesnelerin yörüngeleri daireselden eliptik hale gelebilir, Jüpiter'e doğru çekilebilir veya iç gezegenlerden biriyle çarpışma rotasına girebilirler. Uzun dönemli kuyruklu yıldızlar güneş sisteminin dışına fırlatılabilir. Bunların yanı sıra, Jüpiter'in yerçekimi, güneş sistemimiz gençken Mars ve Jüpiter arasındaki asteroit kuşağının bir gezegen oluşturmasını engelledi.
Yorum Gönder