Yerçekimi

Bir serinin parçası
Klasik mekanik
${\ displaystyle {\ textbf {F}} = {\ frac {d} {dt}} (m {\ textbf {v}})}$ İkinci hareket yasası
Tarih Zaman çizelgesi Ders kitapları
Şubeler Uygulamalı Göksel Devamlılık Dinamikler Kinematik Kinetik Statik İstatistiksel
Temel bilgiler Hızlanma Açısal momentum Çift D'Alembert ilkesi Enerji kinetik potansiyel Güç Referans çerçevesi Eylemsiz referans çerçevesi Dürtü Atalet  / Eylemsizlik momenti kitle Mekanik Güç Mekanik iş An İtme Uzay Hız Zaman Dönme momenti Hız Sanal çalışma
Formülasyonlar Newton'un hareket yasaları Analitik mekanik Lagrange mekaniği Hamilton mekaniği Routhian mekaniği Hamilton-Jacobi denklemi Appell'in hareket denklemi Koopman – von Neumann mekaniği
Temel konular Sönümleme oranı Yer değiştirme Hareket denklemleri Euler'in hareket yasaları Hayali güç Sürtünme Harmonik osilatör Ataletsel  / Eylemsiz olmayan referans çerçevesi Düzlemsel parçacık hareketinin mekaniği Hareket  ( doğrusal ) Newton'un evrensel çekim yasası Newton'un hareket yasaları Göreceli hız Sağlam vücut dinamikler Euler denklemleri Basit harmonik hareket Titreşim
Rotasyon Dairesel hareket Dönen referans çerçevesi Merkezcil kuvvet Merkezkaç kuvveti reaktif Coriolis gücü Sarkaç Teğetsel hız Dönme hızı Açısal ivme  / yer değiştirme  / frekans  / hız
Bilim insanları Kepler Galileo Huygens Newton Horrocks Halley Daniel Bernoulli Johann Bernoulli Euler d'Alembert Clairaut Lagrange Laplace Hamilton Poisson Cauchy Routh Liouville Appell Gibbs Koopman von Neumann
Kategoriler ► Klasik mekanik
v t e

Medya oynatın

Hammer ve tüy damla: astronot David Scott (misyonundan Apollo 15 üzerine) Ay'ın efsanesini sokuluyor Galileo 'ın yerçekimi deneyinin

Yerçekimi (dan Latince ağırbaşlılık  'ağırlık' ^[1] ) ya da yerçekimi , bir olan doğal bir fenomen hangi ile her şeyi kütle veya enerji dahil- gezegenler , yıldızlı , galaksiler ve hatta hafif ^[2] birer unvandır doğru getirdi (ya Gravitate doğru ) bir başka. On Yeryüzünde , yerçekimi verir kilo için fiziksel nesneler , ve Ay bireyin yerçekimi okyanus neden gelgitler. Orijinal gazlı madde mevcut çekim gücü Evrenin mi başlıyor sebep coalescing ve yıldızlı oluşturan yerçekimi Evrende büyük ölçekli yapıların birçoğu sorumludur yüzden, birlikte galaksilere gruba yıldızlar ve neden oldu. Yerçekiminin sonsuz bir aralığı vardır, ancak nesneler uzaklaştıkça etkileri zayıflar.

Yerçekimi, kütleçekimini bir kuvvet olarak değil , kütlenin düzensiz dağılımının neden olduğu kavisli bir uzay zamanında jeodezik çizgiler boyunca hareket eden kütlelerin bir sonucu olarak tanımlayan ( Albert Einstein tarafından 1915'te önerilen) genel görelilik teorisi tarafından en doğru şekilde tanımlanır . Uzay-zamanın bu eğrilik en uç örneği olan kara delik hiçbir şey-bile ışık olabilir kara deliğin geçmiş kez kaçmayı hangi, olay ufkundan . ^[3] Bununla birlikte, çoğu uygulama için yerçekimi , yerçekimini bir kuvvet olarak tanımlayan Newton'un evrensel yerçekimi yasası tarafından iyi bir şekilde tahmin edilir.herhangi iki gövde neden büyüklüğü ile, birbirine doğru çekilebilir orantılı kütleleriyle ve ters orantılıdır için kare arasında mesafe aralarındaki.

Yerçekimi, fiziğin dört temel etkileşiminin en zayıfıdır , güçlü etkileşimden yaklaşık 10 ³⁸ kat daha zayıf , 10 ³⁶ kat elektromanyetik kuvvetten ve 10 ²⁹ kat zayıf etkileşimden daha zayıftır . Sonuç olarak, atom altı parçacıklar düzeyinde önemli bir etkisi yoktur. ^[4] Aksine, makroskopik ölçekte baskın etkileşimdir ve astronomik cisimlerin oluşumunun, şeklinin ve yörüngesinin ( yörünge ) nedenidir .

Mevcut parçacık fiziği modelleri , muhtemelen kuantum yerçekimi , süper yerçekimi veya yerçekimi tekilliği şeklinde Evrendeki en erken yerçekimi örneğinin, sıradan uzay ve zamanla birlikte Planck döneminde (10 ila ⁴³ saniyeye kadar) geliştiğini ima eder. doğum Evrenin), muhtemelen bir ilksel durumundan, bu tür bir şekilde negatif vakum , kuantum vakum ya da sanal bir parçacık olarak bilinmeyen bir şekilde,. ^[5] Aşağıdakilerle tutarlı bir yerçekimi teorisi geliştirme girişimleriKuantum mekaniği , yerçekiminin diğer üç temel fiziğin etkileşimi ile ortak bir matematiksel çerçevede ( her şeyin bir teorisi ) birleşmesine izin veren bir kuantum yerçekimi teorisi, güncel bir araştırma alanıdır.

Yerçekimi teorisinin tarihi

Antik Dünya

Antik Yunan filozof Arşimet , bir üçgenin ağırlık merkezini keşfetti . ^[6] Ayrıca, iki eşit ağırlığın aynı ağırlık merkezine sahip olmaması durumunda, iki ağırlığın ağırlık merkezinin birlikte ağırlık merkezlerini birleştiren çizginin ortasında olacağını varsaydı. ^[7]

Roma mimar ve mühendis Vitruvius içinde De Architectura bir nesnenin o yerçekimi ağırlığı ancak onun "doğa" bağlıdır vermedi öne sürdü. ^[8]

Bilimsel devrim

Yerçekimi teorisi üzerine modern çalışma, 16. yüzyılın sonlarında ve 17. yüzyılın başlarında Galileo Galilei'nin çalışmasıyla başladı . Galileo , meşhur (muhtemelen uydurma olsa da ^[9] ) topları Pisa Kulesi'nden düşürme deneyinde ve daha sonra yokuşlardan aşağı yuvarlanan topların dikkatli ölçümleriyle , Galileo, yerçekimsel ivmenin tüm nesneler için aynı olduğunu gösterdi. Bu, Aristoteles'in daha ağır nesnelerin daha yüksek yerçekimi ivmesine sahip olduğu inancından büyük bir sapmaydı. ^[10] Galileo , düşük yoğunluklu ve yüksek yüzey alanına sahip nesnelerin hava direncinin nedeni olduğunu varsaydı.bir atmosferde daha yavaş düşer. Galileo'nun çalışması, Newton'un yerçekimi teorisinin formülasyonuna zemin hazırladı. ^[11]

Newton'un yerçekimi teorisi

1687'de İngiliz matematikçi Sir Isaac Newton , evrensel çekimin ters kare yasasını varsayan Principia'yı yayınladı . Kendi sözleriyle, "Gezegenleri kürelerinde tutan kuvvetlerin karşılıklı olarak döndükleri merkezlere olan uzaklıklarının kareleri olarak [olması] gerektiğini çıkardım: ve böylece Ay'ı Küresinde tutmak için gerekli olan kuvveti karşılaştırdım. yerçekimi kuvveti ile Dünya'nın yüzeyinde; ve hemen hemen yanıt verdiklerini gördüler. " ^[12] Denklem aşağıdaki gibidir:

${\ displaystyle F = G {\ frac {m_ {1} m_ {2}} {r ^ {2}}} \}$

Burada F kuvveti, m, ₁ ve m, ₂ etkileşim nesnelerin kütleleridir, r, kitlelerin merkezleri arasındaki mesafe, ve G, bir yerçekimi sabiti .

Newton'un teorisi , diğer gezegenlerin eylemleriyle açıklanamayan Uranüs'ün hareketlerine dayanarak Neptün'ün varlığını tahmin etmek için kullanıldığında en büyük başarısını elde etti . İkisi tarafından Hesaplamalar John Couch Adams ve Urbain Le Verrier gezegenin genel pozisyonunu tahmin ve Le Verrier hesaplamaları led nelerdir Johann Gottfried Galle Neptün'ün keşfi.

Merkür'ün yörüngesindeki bir tutarsızlık, Newton'un teorisindeki kusurlara işaret etti. 19. yüzyılın sonuna gelindiğinde yörüngesinin, Newton'un teorisine göre tamamen açıklanamayacak hafif tedirginlikler gösterdiği biliniyordu, ancak başka bir tedirgin cisim için yapılan tüm aramalar (Güneş'in etrafında Merkür'den bile daha yakın olan bir gezegen gibi) yapılmıştı. sonuçsuz. Sorun, 1915'te Albert Einstein'ın Merkür'ün yörüngesindeki küçük tutarsızlığı açıklayan yeni genel görelilik teorisi tarafından çözüldü . Bu tutarsızlık, Merkür'ün günberi noktasında, yüzyılda 42,98 yay saniyelik ilerlemeydi . ^[13]

Newton teorisinin yerini Albert Einstein'ın genel göreliliği almış olsa da, çoğu modern görelilik dışı yerçekimi hesaplamaları hala Newton teorisi kullanılarak yapılmaktadır çünkü çalışmak daha kolaydır ve yeterince küçük kütleleri, hızları ve enerjileri içeren çoğu uygulama için yeterince doğru sonuçlar verir.

Eşdeğerlik ilkesi

Eşdeğerlik prensibi Galileo dahil araştırmacıların bir arkaya araştırdı, Loránd Eötvös ve Einstein, tüm nesneler aynı şekilde düşecek fikrini dile getiriliyor ve yerçekimi etkileri hızlanma ve yavaşlama belirli yönlerine farksız olduğunu. Zayıf eşdeğerlik ilkesini test etmenin en basit yolu, farklı kütleler veya bileşimlerdeki iki nesneyi bir boşluğa düşürmek ve aynı anda yere çarpıp vurmadıklarını görmektir. Bu tür deneyler, diğer kuvvetler (hava direnci ve elektromanyetik etkiler gibi) ihmal edilebilir olduğunda tüm nesnelerin aynı oranda düştüğünü göstermektedir. Daha karmaşık testler, Eötvös tarafından icat edilen türde bir burulma dengesi kullanır. Uydu deneyleri, örneğin STEP, uzayda daha doğru deneyler için planlanmıştır. ^[14]

Eşdeğerlik ilkesinin formülasyonları şunları içerir:

• Zayıf eşdeğerlik ilkesi: Bir kütleçekim alanındaki bir nokta kütlenin yörüngesi, yalnızca başlangıç ​​konumuna ve hızına bağlıdır ve bileşiminden bağımsızdır. ^[15]
• Einstein eşdeğerlik ilkesi: Serbestçe düşen bir laboratuvarda herhangi bir yerel yerçekimsiz deneyin sonucu, laboratuvarın hızından ve uzay-zamandaki konumundan bağımsızdır. ^[16]
• Yukarıdakilerin her ikisini de gerektiren güçlü eşdeğerlik ilkesi.

Genel görelilik

Olarak genel görelilik , yerçekimi etkisi atfedilmektedir uzay-zaman kavis yerine bir kuvvetin. Genel görelilik için başlangıç ​​noktası , serbest düşüşü eylemsizlik hareketi ile eşitleyen ve serbest düşen eylemsiz nesneleri yerdeki eylemsiz olmayan gözlemcilere göre hızlandırılmış olarak tanımlayan eşdeğerlik ilkesidir . ^{[17] [18]} de Newton fiziği nesnelerinin en azından bir bir kuvvet tarafından işletilmektedir sürece, bununla birlikte, böyle bir hızlanma meydana gelebilir.

Einstein, uzay zamanın madde tarafından büküldüğünü ve serbest düşen nesnelerin eğri uzay-zamanda yerel olarak düz yollar boyunca hareket ettiğini öne sürdü. Bu düz yollara jeodezik denir . Newton'un ilk hareket yasası gibi, Einstein'ın teorisi, bir nesneye bir kuvvet uygulandığında, jeodezikten sapacağını belirtir. Örneğin, artık ayakta dururken jeodezikleri takip etmiyoruz çünkü Dünya'nın mekanik direnci bize yukarı doğru bir kuvvet uyguluyor ve sonuç olarak yerde ataletli değiliz. Bu, uzay-zamanda jeodezikler boyunca hareket etmenin neden eylemsizlik olarak kabul edildiğini açıklıyor.

Einstein , maddenin varlığıyla uzay-zamanın eğriliğini ilişkilendiren ve onun adını taşıyan genel göreliliğin alan denklemlerini keşfetti . Einstein alan denklemleri 10 bir dizi olan eş zamanlı , doğrusal olmayan , diferansiyel denklemler . Alan denklemlerinin çözümleri , uzay-zamanın metrik tensörünün bileşenleridir . Bir metrik tensör, bir uzay-zaman geometrisini tanımlar. Bir uzay zamanı için jeodezik yollar metrik tensörden hesaplanır.

Çözümler

Einstein alan denklemlerinin dikkate değer çözümleri şunları içerir:

• Schwarzschild çözümü uzay-zaman çevreleyen tarif, küresel simetrik olmayan döner yüksüz büyük nesne. Yeterince kompakt nesneler için, bu çözüm merkezi bir tekilliğe sahip bir kara delik oluşturdu . Merkezden Schwarzschild yarıçapından çok daha büyük olan radyal mesafeler için , Schwarzschild çözümüyle tahmin edilen ivmeler, Newton'un yerçekimi teorisi tarafından tahmin edilenlerle pratik olarak aynıdır.
• Reissner-Nordström'ün çözelti , merkezi bir amacı, bir elektrik yükü sahip olduğu,. Cismin kütlesinin geometri uzunluğundan daha az olan geometri uzunluğuna sahip yükler için bu çözüm, çift olay ufkuna sahip kara delikler üretir .
• Kerr çözümü büyük nesneleri döndürmek için. Bu çözüm aynı zamanda birden çok olay ufkuna sahip kara delikler üretir.
• Kerr-Newman çözeltisi için büyük nesneleri döner, ücret. Bu çözüm aynı zamanda birden çok olay ufkuna sahip kara delikler üretir.
• Kozmik Friedmann-Lemaitre-Robertson-Walker çözeltisi Evrenin genişleme tahmin eder.

Testler

Genel relativitenin testler aşağıda belirtilmektedir: ^[19]

• Genel görelilik , Merkür'ün anormal günberi devinimini açıklar . ^[20]
• Zamanın daha düşük potansiyellerde ( yerçekimsel zaman genişlemesi ) daha yavaş çalıştığına dair tahmin , Pound-Rebka deneyi (1959), Hafele-Keating deneyi ve GPS tarafından doğrulanmıştır .
• Işığın sapmasının tahmini ilk olarak Arthur Stanley Eddington tarafından 29 Mayıs 1919'daki Güneş tutulması sırasındaki gözlemlerinden doğrulandı . ^{[21] [22]} Eddington, genel görelilik tahminlerine uygun olarak, yıldız ışığı sapmalarını Newtoncu parçacık teorisinin öngördüğünün iki katı olarak ölçtü. Ancak, sonuçlara ilişkin yorumu daha sonra tartışıldı. ^[23] Güneş'in arkasından geçen kuasarların radyo interferometrik ölçümlerini kullanan daha yeni testler , ışığın genel görelilik tarafından tahmin edilen derecede sapmasını daha doğru ve tutarlı bir şekilde doğruladı. ^[24] Ayrıca bkz . Yerçekimi merceği .
• Işık zaman gecikmesi büyük bir nesneye geçen yakın, ilk olarak tespit edilmiştir Irwin I. Shapiro interplanetary uzay aracı sinyallerin 1964.
• Yerçekimsel radyasyon , ikili pulsarlar üzerinde yapılan çalışmalarla dolaylı olarak doğrulanmıştır . 11 Şubat 2016'da LIGO ve Başak işbirlikleri bir yerçekimi dalgasının ilk gözlemini duyurdu.
• 1922'de Alexander Friedmann , Einstein denklemlerinin durağan olmayan çözümlere sahip olduğunu buldu ( kozmolojik sabitin varlığında bile ). 1927'de Georges Lemaître , Einstein denklemlerinin kozmolojik sabit varlığında mümkün olan statik çözümlerinin kararsız olduğunu ve bu nedenle Einstein'ın öngördüğü statik Evrenin var olamayacağını gösterdi. Daha sonra, 1931'de Einstein, Friedmann ve Lemaître'nin sonuçlarıyla hemfikirdi. Böylece genel görelilik, Evrenin durağan olmaması gerektiğini öngördü - ya genişlemesi ya da daralması gerekiyordu. 1929'da Edwin Hubble tarafından keşfedilen Evren'in genişlemesi bu tahmini doğruladı. ^[25]
• Teorinin çerçeve sürüklemeye ilişkin tahmini , son Yerçekimi Sondası B sonuçlarıyla tutarlıydı . ^[26]
• Genel görelilik, ışığın kütlesel cisimlerden uzaklaşırken yerçekimsel kırmızıya kayma yoluyla enerjisini kaybetmesi gerektiğini öngörür . Bu, 1960 civarında dünyada ve güneş sisteminde doğrulandı.

Yerçekimi ve kuantum mekaniği

Açık bir soru, yerçekiminin küçük ölçekli etkileşimlerini kuantum mekaniği ile aynı çerçeve ile tanımlamanın mümkün olup olmadığıdır . Genel görelilik , büyük ölçekli yığın özelliklerini açıklarken, kuantum mekaniği, maddenin en küçük ölçekli etkileşimlerini tanımlayan çerçevedir. Değişiklikler olmadan bu çerçeveler uyumsuzdur. ^[27]

Yollardan biri , diğer temel etkileşimleri doğru bir şekilde tanımlamakta başarılı olan kuantum alan teorisi çerçevesinde yerçekimini tanımlamaktır . Elektromanyetik kuvvet , yerçekiminin QFT tanımının sanal gravitonların değiş tokuşu olduğu sanal fotonların değişiminden kaynaklanır . ^{[28] [29]} Bu açıklama, klasik sınırda genel göreliliği yeniden üretir . Bununla birlikte, bu yaklaşım , daha eksiksiz bir kuantum yerçekimi teorisinin (veya kuantum mekaniğine yeni bir yaklaşımın) gerekli olduğu Planck uzunluğunun ^[27] mertebesindeki kısa mesafelerde başarısız olur .

Özellikler

Dünyanın yerçekimi

Her gezegensel cisim (Dünya dahil) kendi çekim alanıyla çevrilidir ve bu, Newton fiziği ile tüm nesnelere çekici bir kuvvet uygulayarak kavramsallaştırılabilir. Küresel olarak simetrik bir gezegen varsayarsak, bu alanın yüzey üzerindeki herhangi bir noktadaki gücü gezegensel cismin kütlesi ile orantılıdır ve cismin merkezinden uzaklığın karesiyle ters orantılıdır.

Yerçekimi alanının gücü, etkisi altındaki nesnelerin ivmesine sayısal olarak eşittir. ^[30] Dünya yüzeyine yakın düşen nesnelerin hızlanma oranı, enlem, dağlar ve sırtlar gibi yüzey özelliklerine ve belki de alışılmadık derecede yüksek veya düşük yüzey altı yoğunluklarına bağlı olarak çok az değişiklik gösterir. ^[31] ağırlık ve ölçü amaçları için, bir standart ağırlık değeri ile tanımlanır ağırlıklar ve ölçüler Uluslararası Büro altında, Uluslararası Birim Sistemi (SI).

Bu değer, ile gösterilen gr , bir g = 9,80665 m / s ² (s / 32,1740 ft ² ). ^{[32] [33]}

9,80665 m standart değeri / s ² çok yüksek beş hakkında parçalarıyla on binde olduğu gösterilmiştir olsa bile, başlangıçta 45 ° enlem için 1901 yılında Ağırlıklar ve Ölçüler, Uluslararası Komitesi tarafından benimsenen biridir. ^[34] Bu değer meteorolojide ve bazı standart atmosferlerde 45 ° enlem değeri olarak kalmıştır, daha kesin olarak 45 ° 32'33 "enlem için geçerliyse de. ^[35]

G için standartlaştırılmış değer varsayıldığında ve hava direncini göz ardı ederek, bu, Dünya yüzeyine serbestçe düşen bir nesnenin, alçalmasının her saniyesi için hızını 9.80665 m / s (32.1740 ft / s veya 22 mph) artırdığı anlamına gelir. Böylece, hareketsiz halden başlayan bir nesne bir saniye sonra 9.80665 m / s (32.1740 ft / s), iki saniye sonra yaklaşık 19.62 m / s (64.4 ft / s) hıza ulaşacaktır ve bu şekilde 9.80665 m / s ekleyerek devam edecektir. (32.1740 ft / s) elde edilen her hıza. Ayrıca yine hava direncini göz ardı edersek, aynı yükseklikten düşürülen herhangi bir cisim ve tüm cisimler aynı anda yere çarpacaktır.

Göre Newton'un 3 Hukuku , Dünya kendisi yaşar kuvvet yıllarda düşme nesne üzerinde uyguladığı buna yönde büyüklük ve ters eşittir. Bu, Dünya'nın çarpışana kadar nesneye doğru hızlandığı anlamına gelir. Ancak Dünya'nın kütlesi çok büyük olduğu için, bu zıt kuvvetin Dünya'ya verdiği ivme, nesneninkine kıyasla ihmal edilebilir. Nesne, Dünya ile çarpıştıktan sonra zıplamazsa, her biri diğerine, çekici yerçekimi kuvvetini etkin bir şekilde dengeleyen ve daha fazla hızlanmayı önleyen itici bir temas kuvveti uygular .

Dünya üzerindeki yerçekimi kuvveti, iki kuvvetin sonucudur (vektör toplamı): ^[36] (a) Newton'un evrensel yerçekimi yasasına göre yerçekimi çekimi ve (b) bir seçimden kaynaklanan merkezkaç kuvveti toprağa bağlı, dönen referans çerçevesi. Yerçekimi kuvveti , Dünya'nın dönüşünün neden olduğu merkezkaç kuvveti nedeniyle ve ekvatordaki noktalar Dünya'nın merkezinden en uzak olduğu için ekvatorda en zayıftır. Yerçekimi kuvveti ve / 9.780 ilgili m enlem ve artışlarla değişir s ² 9,832 ile ilgili m Ekvator / s ² kutuplarda.

Dünya yüzeyine yakın düşen bir cisim için denklemler

Sabit çekim gücüyle bir varsayımda, Evrensel çekim kanunu basitleşmektedir F = mg , m olan kütle gövdesi ve g / 9.81 m arasında bir ortalama büyüklüğü ile sabit bir vektördür s ² yeryüzünde. Ortaya çıkan bu kuvvet, nesnenin ağırlığıdır. Yerçekimine bağlı ivme bu g'ye eşittir . Başlangıçta sabit olan ve yerçekimi altına serbestçe düşmesine izin verilen bir nesne, geçen sürenin karesiyle orantılı bir mesafeyi düşürür. Yarım saniye süren sağdaki görüntü, saniyede 20 flaşla stroboskopik flaşla çekildi. İlk 1 ⁄ sırasındaSaniyenin 20'sinde top bir birim uzaklıktan düşer (burada bir birim yaklaşık 12 mm'dir); tarafından 2 / 20 bu 4 adet toplam olarak düşmüştür; tarafından 3 / 20 , 9 adet vb.

Aynı sabit ağırlık varsayımlar altında, potansiyel enerji , e _s yüksekliği bir gövdenin, h verilir e _p = mgh (ya da D _p = Wh olan, W, ağırlık anlamına gelir). Bu ifade yalnızca Dünya yüzeyinden h küçük mesafelerde geçerlidir . Benzer şekilde, ilk hız v ile dikey olarak yansıtılan bir cismin ulaştığı maksimum yükseklik ifadesi , yalnızca küçük yükseklikler ve küçük başlangıç ​​hızları için kullanışlıdır.${\ displaystyle h = {\ tfrac {v ^ {2}} {2g}}}$

Yerçekimi ve astronomi

Newton'un yerçekimi yasasının uygulanması, Güneş Sistemindeki gezegenler, Güneş'in kütlesi ve kuasarların ayrıntıları hakkında sahip olduğumuz ayrıntılı bilgilerin çoğunun elde edilmesini sağlamıştır ; Karanlık maddenin varlığı bile Newton'un yerçekimi yasası kullanılarak çıkarılır. Ne tüm gezegenlere ne de Güneş'e seyahat etmemiş olsak da, onların kütlelerini biliyoruz. Bu kütleler, yörüngenin ölçülen özelliklerine yerçekimi yasaları uygulanarak elde edilir. Uzayda bir nesne, üzerine etki eden yerçekimi kuvveti nedeniyle yörüngesini korur . Gezegenler yıldızların yörüngesinde dolanır , yıldızlar galaktik merkezlerin yörüngesinde dolaşırlar , galaksiler kümeler halinde bir kütle merkezinin yörüngesinde ve kümeler üstkümelerde yörüngede döner.. Bir nesneye diğerinin uyguladığı yerçekimi kuvveti, bu nesnelerin kütlelerinin çarpımı ile doğru orantılıdır ve aralarındaki mesafenin karesiyle ters orantılıdır.

En erken yerçekimi (muhtemelen kuantum yerçekimi, süper yerçekimi veya yerçekimi tekilliği şeklinde ), Planck döneminde ( Evrenin doğumundan sonra ^10-43 saniyeye kadar ), muhtemelen ilk çağlardan beri gelişen sıradan uzay ve zamanla birlikte durumu ( yanlış vakum , kuantum vakum veya sanal parçacık gibi ), şu anda bilinmeyen bir şekilde. ^[5]

Yerçekimi radyasyonu

Genel görelilik, enerjinin kütleçekimsel radyasyon yoluyla bir sistemden taşınabileceğini öngörür. Hızlanan herhangi bir madde uzay-zaman ölçüsünde eğrilikler yaratabilir, bu da yerçekimsel radyasyonun sistemden nasıl uzağa taşındığını gösterir. Yörüngede dönen nesneler, Dünya-Güneş sistemi, nötron yıldız çiftleri ve kara delik çiftleri gibi uzay-zamanda eğrilikler oluşturabilir. Kütleçekimsel radyasyon şeklinde enerji kaybedeceği tahmin edilen bir başka astrofiziksel sistem, patlayan süpernovalardır.

Yerçekimi radyasyonu için ilk dolaylı kanıt , 1973'teki Hulse-Taylor ikiliğinin ölçümleriydi . Bu sistem, birbirlerinin etrafında yörüngede dönen bir pulsar ve nötron yıldızından oluşur. Yörünge süresi, yerçekimsel radyasyondan kaynaklanan enerji kaybı miktarı ile tutarlı olan bir enerji kaybı nedeniyle ilk keşfinden bu yana azalmıştır. Bu araştırma 1993 yılında Nobel Fizik Ödülü'ne layık görüldü.

Yerçekimi radyasyonu için ilk doğrudan kanıt 14 Eylül 2015'te LIGO dedektörleri tarafından ölçüldü . Dünya'dan 1,3 milyar ışıkyılı uzaklıkta iki kara deliğin çarpışması sırasında yayılan yerçekimi dalgaları ölçüldü. ^{[38] [39]} Bu gözlem, Einstein ve diğerlerinin bu tür dalgaların var olduğuna dair teorik tahminlerini doğrulamaktadır. Aynı zamanda, Big Bang de dahil olmak üzere Evrendeki yerçekiminin doğası ve olayları hakkında pratik gözlem ve anlayış için yol açar. ^[40] Nötron yıldızı ve kara delik oluşumu da tespit edilebilir miktarda kütleçekimsel radyasyon yaratır. ^[41] Bu araştırma, 2017'de Nobel Fizik Ödülü'ne layık görüldü. ^[42]

2020 itibariyle ^{[Güncelleme]}, Güneş Sistemi tarafından yayılan yerçekimi radyasyonu , mevcut teknolojiyle ölçülemeyecek kadar küçük.

Yerçekimi hızı

Aralık 2012'de, Çin'deki bir araştırma ekibi , yerçekimi hızının ışık hızına eşit olduğunu kanıtlayan tam ve yeni aylarda Dünya gelgitlerindeki faz gecikmesinin ölçümlerini ürettiğini duyurdu . ^[43] Bu, eğer Güneş aniden kaybolursa, Dünya'nın boş noktanın etrafında 8 dakika boyunca normal olarak dönmeye devam edeceği anlamına gelir; bu, ışığın bu mesafeyi kat etmesi için gereken süredir. Ekibin bulguları Şubat 2013'te Çin Bilim Bülteni'nde yayınlandı . ^[44]

Ekim 2017'de, LIGO ve Başak dedektörleri, aynı yönden sinyalleri gören gama ışını uyduları ve optik teleskopların 2 saniye içinde yerçekimi dalgası sinyalleri aldı. Bu, yerçekimi dalgalarının hızının ışık hızıyla aynı olduğunu doğruladı. ^[45]

Anormallikler ve tutarsızlıklar

Yeterince açıklanmayan, daha iyi yerçekimi teorilerine duyulan ihtiyaca işaret edebilecek veya belki başka şekillerde açıklanabilecek bazı gözlemler var.

• Ekstra hızlı yıldızlar : Galaksilerdeki yıldızlar, normal maddenin gözlemlenen dağılımlarına göre dış mahallelerdeki yıldızların olması gerekenden daha hızlı hareket ettiği bir hız dağılımını takip eder . Galaksi kümeleri içindeki galaksiler de benzer bir model gösterir. Yerçekimi yoluyla etkileşime girecek ancak elektromanyetik olarak etkileşime girmeyen karanlık madde , tutarsızlığı açıklayacaktır. Newton dinamiklerine çeşitli değişiklikler de önerildi.
• Uçuş anomalisi : Çeşitli uzay araçları, yerçekimi yardımı manevralarısırasında beklenenden daha fazla hızlanma yaşadı.
• Genişlemeyi hızlandırmak : Uzayın metrik genişlemesi hızlanıyor gibi görünüyor. Bunu açıklamak için karanlık enerji önerildi. Yakın tarihli bir alternatif açıklama, uzayın geometrisinin homojen olmadığı (galaksi kümelerinden dolayı) ve veriler bunu hesaba katmak için yeniden yorumlandığında, genişlemenin her şeye rağmen hızlanmadığıdır ^[46], ancak bu sonuç tartışmalıdır. . ^[47]
• Astronomik birimin anormal artışı : Son ölçümler, gezegensel yörüngelerin, yalnızca Güneş'in enerji yayarak kütle kaybederken olduğundan daha hızlı genişlediğini gösteriyor .
• Ekstra enerjik fotonlar : Galaksi kümeleri arasında seyahat eden fotonlar enerji kazanmalı ve sonra çıkış yolunda tekrar kaybetmelidir. Evrenin hızlanan genişlemesi, fotonların tüm enerjiyi geri getirmesini durdurmalı, ancak bunu hesaba katarsak bile kozmik mikrodalga fon radyasyonundan gelen fotonlar beklenenin iki katı enerji kazanıyor. Bu, belirli mesafe ölçeklerinde yerçekiminin ters kareden daha hızlı düştüğünü gösterebilir. ^[48]
• Ekstra büyük hidrojen bulutları : Lyman-alfa ormanının spektral çizgileri, hidrojen bulutlarının belirli ölçeklerde beklenenden daha fazla kümelendiğini ve karanlık akış gibi , belirli mesafe ölçeklerinde yerçekiminin ters kareden daha yavaş düştüğünü gösterebilir. ^[48]

Alternatif teoriler

Tarihsel alternatif teoriler

• Aristotelesçi yerçekimi teorisi
• Le Sage'in yerçekimi teorisi (1784), LeSage yerçekimi olarak da adlandırılır ve Georges-Louis Le Sage tarafından , tüm Evreni hafif bir gazın doldurduğu sıvı temelli bir açıklamaya dayanarak önerdi .
• Ritz'in yerçekimi teorisi , Ann. Chem. Phys. 13, 145, (1908) pp. 267–271, Weber-Gauss elektrodinamiği yerçekimine uygulanmıştır. Perihelia'nın klasik gelişimi.
• Nordström'ün genel göreliliğin erken bir rakibi olan yerçekimi teorisi (1912, 1913).
• Kaluza Klein teorisi (1921)
• Whitehead'in yerçekimi teorisi (1922), genel göreliliğin bir başka erken rakibi.

Modern alternatif teoriler

• Brans-Dicke yerçekimi teorisi (1961) ^[49]
• Genel göreliliğin maddenin kuantum alan teorilerinden kaynaklanabileceğine göre Andrei Sakharov'un önerisi olan indüklenmiş yerçekimi (1967)
• Sicim teorisi (1960'ların sonu)
• ƒ (R) yerçekimi (1970)
• Horndeski teorisi (1974) ^[50]
• Süper yerçekimi (1976)
• Olarak modifiye edilmiş Newton dinamikleri (MSB) (1981), Mordehai Milgrom bir modifikasyonunu önermektedir Newton'ın ikinci yasasının , küçük ivmelerini hareket ^[51]
• Kendi kendine oluşturma evren GA Barber ağırlık (1982) teorisi olan Brans-Dicke teorisi kütle oluşturulmasına izin vermek üzere modifiye edilir
• Döngü kuantum yerçekimi (1988), Carlo Rovelli , Lee Smolin ve Abhay Ashtekar
• Simetrik olmayan yerçekimi teorisi (NGT) (1994), John Moffat
• Tensör – vektör – skaler yerçekimi (TeVeS) (2004), Jacob Bekenstein tarafından MOND'nin göreceli bir modifikasyonu
• Bukalemun teorisi (2004), Justin Khoury ve Amanda Weltman .
• Pressuron teorisi (2013), Olivier Minazzoli ve Aurélien Hees .
• Konformal yerçekimi ^[52]
• Entropik bir kuvvet olarak yerçekimi, termodinamik entropi kavramından ortaya çıkan bir fenomen olarak ortaya çıkan yerçekimi.
• Gelen süperakıskan vakum teorisi yerçekimi ve eğri uzay-zaman olarak ortaya toplu uyarma relativistik olmayan arka plan şekline süperakıskanda .
• Kütlesel yerçekimi , gravitonların ve yerçekimi dalgalarının sıfır olmayan bir kütleye sahip olduğu bir teori

Ayrıca bakınız

Dipnotlar

Referanslar

daha fazla okuma

• Thorne, Kip S .; Misner, Charles W .; Wheeler, John Archibald (1973). Yerçekimi . WH Freeman. ISBN 978-0-7167-0344-0.
• Panek, Richard (2 Ağustos 2019). "Yerçekimi hakkında bildiğinizi sandığınız her şey yanlış" . Washington Post .

Dış bağlantılar

• "Gravitation" , Encyclopedia of Mathematics , EMS Press , 2001 [1994]
• "Gravitasyon teorisi" , Encyclopedia of Mathematics , EMS Press , 2001 [1994]