Kütleçekimi teorisi tarihi

Fizik'te, yerçekimi teorileri kütleli cisimlerin hareket mekanizmalarını kapsayan etkileşimleri esas alır. Antik zamanlardan bu yana birçok Yerçekimi teorisi ortaya atılmıştır.

MÖ. 4. yüzyılda Yunan filozof Aristo hiçbir etki ve hareketin sebepsiz olamayacağına inanmıştır. Toprak gibi ağır cisimlerin aşağı doğru hareketi onların doğasına bağlıydı. Bu onların doğal yeri olan evrenin merkezine gitmeleri anlamına geliyordu. Tam tersi, ateş gibi hafif elementler doğaları gereği yukarı, Ay kürenin iç yüzeyine doğru hareket ediyordu. Yani Aristo'nun sisteminde ağır cisimler dışarıdan bir yerçekimi kuvvetine maruz kalmazlar ancak kendi ağırlıklarından evrenin merkezine doğru eğilim gösterirlerdi.^[1][2]

Romalı mimar ve mühendis Vitruvius De Architectura 'sının 7. kitabında yerçekiminin maddenin "ağırlığıyla" değil onun "doğasıyla" alakalı olduğunu ele alır.

Eğer cıva dolu bir kabın üzerine yüz pound ağırlığında bir taş koyulursa taş cıva üzerinde yüzer, onu sıkıştırmaz ya da onu kırıp geçmez. Eğer taşı kaldırıp yerine birkaç parça altın koyarsak altın yüzmez ve sıvının dibine batar. Dolayısıyla bir maddeye etki eden kütleçekiminin o maddenin ağırlığına değil doğasına bağlı olduğu reddedilemez.^[3] Antik Hint astronom ve matematikçi Brahmagupta, dünyanın küresel olduğu ve cisimleri kendine çektiği görüşüne sahipti. Hemdani ve Birûni Brahmagupta'nın sözünü şu şekilde aktarmıştır: "Bunu hiçe sayarak biz, diyoruz ki dünya bütün yüzleriyle aynı dünyadaki bütün insanlar dik duruyor ve bütün ağır cisimler doğası gereği dünyaya düşer diyoruz. Çünkü suyun doğasında akmak, ateşin doğasında yanmak, rüzgarın doğasında esmek olduğu gibi dünyanın doğasında da cisimleri çekmek vardır. Eğer bir şey dünyadan derine inmek istiyorsa bırakın denesin. Dünya alçak olan tek şeydir ve tohumları nereye atarsan at asla dünyadan yukarı çıkmazlar her zaman ona dönerler.^[4][5]

MS 11. yüzyılda, İranlı bilge İbn Sina (Avicenna), fırlatma hareketinin bir açıklaması olarak Philoponus'un "hareket ettirilen nesnenin hareket edenden bir eğim aldığı" teorisiyle hemfikirdi. İbn Sina daha sonra The Book of Şifa (c. 1020). İbn Sina, 'kuvvet' ve 'eğilim' (meyl) arasında ayrım yaptı ve bir nesnenin, doğal hareketine zıt olduğunda güç kazandığını savundu. Hareketin devamının cisme aktarılan eğime atfedildiği ve bu cismin mayıs bitene kadar hareket halinde olacağı sonucuna vardı.^[6] İranlı bilgin El-Biruni, gök cisimlerinin kütleye, ağırlığa ve yerçekimine sahip olduğunu öne sürdü. tıpkı Dünya gibi.^[7] Abu'l-Barakāt al-Baghdādī, İbn Sina'nın mermi hareketi teorisini benimsedi ve değiştirdi. Ebu'l-Berekat, Kitab al-Mu'taber adlı eserinde, hareket ettiren kişinin hareket edene şiddetli bir eğilim (meyl kasri) verdiğini ve hareket eden nesne hareket ettirenden uzaklaştıkça bunun azaldığını belirtmiştir. Shlomo Pines'a göre, el-Bağdâdî'nin hareket teorisi, "Aristoteles'in temel dinamik yasasının [yani, sabit bir kuvvet düzgün bir hareket üretir] en eski reddi [ve dolayısıyla] temel yasasının belirsiz bir şekilde öngörüsüydü [ve dolayısıyla]. klasik mekanik [yani, sürekli uygulanan bir kuvvetin ivme üretmesi]"^[8]

17. yüzyılda Galileo, Aristo'nun öğretilerinin tersine bütün cisimlerin düşerken eşit ivmelendiğini bulmuştur.

17. yüzyılın sonlarında, Robert Hooke'un mesafenin ters karesine bağlı olan bir kütleçekim kuvveti olduğu önerisi üzerine,^[9] Isaac Newton o zaman bilinen 6 gezegen ve ay için eliptik yörüngeleri de içeren Kepler'in üç kinematik gezegensel hareket yasasını matematiksel olarak türetmeyi başarmıştır.

Yani Newton'un orijinal formülü:

${\displaystyle {\rm {Force\,of\,gravity}}\propto {\frac {\rm {mass\,of\,object\,1\,\times \,mass\,of\,object\,2}}{\rm {distance\,from\,centers^{2}}}}}$

${\displaystyle \propto }$ sembolü "orantılıdır" anlamına gelmektedir.

Bunu eşit taraflı bir formül ya da denklem haline getirmek için aradaki mesafe ya da kütleler ne olursa olsun doğru kütleçekimsel değeri verecek bir sabit olması gerekiyordu. Bu yerçekimi sabiti ilk defa Henry Cavendish tarafından 1797 yılında ölçülmüştür.

1907'de Albert Einstein, kendisinin "hayatımın en mutlu düşüncesi" olarak tanımladığı, bir binanın çatısından düşen gözlemcinin bir yerçekimi alanı hissetmediğini fark etmiştir. Başka bir deyişle yerçekimi tam olarak ivmeye eşittir. 1911 ve 1915 yılları arasında önce eşdeğerlik ilkesi olarak başlayan bu yasa sonradan geliştirilerek Einstein'ın genel görelilik teorisi halini almıştır.

1687'de İngiliz matematikçi Isaac Newton evrensel kütleçekiminin ters kare kuralını hipotez haline getirdiği Principia'yı yayınlamıştır.

Newton'un teorisi en büyük başarısını, Uranüs'ün diğer gezegenlerin etkileriyle açıklanamayan hareketleri kullanılarak Neptün'ün keşfini sağlamasıyla yaşamıştır. John Couch Adams ve Urbain Le Verrier'in hesapları gezegenin genel pozisyonunu tahmin etti ve Johann Gottfried Galle'nin gezegeni keşfetmesini sağlayan bu hesaplar oldu.

Yıllar sonra Newton'un teorisinin yanılgısını gösteren de başka bir gezegenin yörüngesindeki tutarsızlık olmuştur. 19. yüzyılın sonunda Merkür'ün yörüngesinin Newton'un teorisiyle tam olarak açıklanamadığı biliniyordu, ama gezegenin yörüngesini karıştıracak başka bir cisim (Güneş'e Merkür'den yakın bir gezegen gibi) içi yapılan hiçbir arama meyve vermemiştir. Bu sorun 1915'te Albert Einstein'ın Merkür'ün yörüngesindeki tutarsızlığı da açıklayan yeni teorisi genel görelilik ile çözülmüştür.

Paul Dirac yerçekiminin evrenin tarihi boyunca yavaş ve sürekli olarak azalması gerektiği hipotezini geliştirmiştir.^[10]

Newton'un teorisinin yerini genel göreliliğe bırakmasına rağmen çoğu modern görelilik gerektirmeyen kütleçekimi hesapları hala Newton'un teorisi kullanılarak yapılmaktadır, çünkü çalışması çok daha kolay ve çoğu uygulama alanı için yeterince doğrudur.

Kütleçekiminin mekanik açıklamaları (ya da kütleçekiminin kinetik teorileri) kütleçekimini, itmelerden doğmuş basınç kuvvetleri kullanarak, uzaktan etkileşim kullanmadan açıklama girişimidir. Bu teoriler lokmanruhu teorileriyle bağlantılı olarak 16. yüzyıl ile 19. yüzyıl arasında geliştirilmiştir.^[11]

René Descartes (1644) ve Christiaan Huygens (1690) kütleçekimini açıklamak girdapları kullanmıştır. Robert Hooke (1671) ve James Challis (1869) her cismin dalgalar yaydığını ve bu dalgaların başka cisimlerin çekimini sağladığını varsaymıştır. Nicolas Fatio de Duillier (1690) ve Georges-Louis Le Sage (1748) bir çeşit tarama ve gölgeleme mekanizması kullanarak bir parçacık modeli önermiştir. Sonradan parçacık yerine elektromanyetik radyasyon kullanan benzer bir model Hendrik Lorentz tarafından tasarlanmıştır. Isaac Newton (1675) ve Bernhard Riemann (1853) lokmanruhu akımlarının cisimleri birbirine taşıdığını savunmuştur. Newton (1717) ve Leonhard Euler (1760) lokmanruhunun kütlelerin yanında yoğunluk kaybettiği ve bunun da cisimlere doğru bir net kuvvet doğurduğu bir model önermiştir. Lord Kelvin (1871) her cismin titreştiğini ve bu titreşimin kütleçekimi ve elektriksel yükleri açıklayabileceğini savunmuştur.

Ancak, bu modeller çoğu kabul edilemez miktarda gözlemlenmeyen sürüklemeye sebep olduğundan kabul edilmemiştir. Diğer modeller ise enerjinin korunumu yasasına ters düşmekte ve modern termodinamiğe uymamaktalardır.^[12]

Genel görelilikte kütleçekimi etkileri bir kuvvet yerine uzayzamanın eğriliğine bağlanmıştır.Genel göreliliğin başlangıç noktası serbest düşüşü atalet hareketine eşit gösteren eşdeğerlik ilkesidir. Bunun yarattığı sorun serbest düşen cisimlerin birbirlerine göre ivmelenebiliyor olmasıydı. Klasik mekaniğe göre böyle bir şeyin olması cisimlerden birine etki eden bir kuvvet olmadıkça mümkün değildi.

Bu zorluğun üstesinden gelmek için Einstein, uzayzamanın maddeye eğrildiğini ve serbest düşüş yapan cisimlerin eğrilmiş uzay zamandaki yerel düzlükler (geodesic) üzerinde hareket ettiğini öne sürmüştür. Daha detaylı olarak Einstein ve Hilbert maddenin varlığıyla uzayzamanın eğrildiğini ilişkilendiren alan denklemleri bulmuştur. Einstein'ın alan denklemleri eş zamanlı, doğrusal olmayan, on tane diferansiyel denklemden oluşan denklemler kümesidir. Bu denklemlerin sonucu uzayzamanın metrik tensörünün bileşenleridir. Metrik tensör uzayzamanın geometrisini tanımlar. Uzayzamanın geodesic yolları metrik tensör kullanılarak hesaplanır.

Einstein alan denklemlerinin kayda değer çözümleri

• Küresel simetrik, dönmeyen, yüksüz ve büyük kütleli bir cismi çevreleyen uzayzamanı tanımlayan Schwarzschild metriği. Yeterince sıkı cisimler için bu metrik merkezinde teklik(singularity) bulunan bir kara delik oluştur. Schwarzschild yarıçapından çok daha büyük yarıçap değerleri için, bu metrik kullanılarak tahmin edilen değerler Newton'un kütleçekim teorisinin tahminleriyle eşdeğerdir.
• Merkezdeki cismin elektriksel yükü olan Reissner-Nordström metriği. Geometrik uzunlukları, cismin kütlesinin geometrik uzunluğundan daha az olan yükler için bu metrik, olay ufku Cauchy ufkunu saran kara delikler türetir.
• Dönen büyük kütleli cisimler için Kerr metriği. Bu metrik aynı zamanda birden fazla olay ufku olan kara delikler türetir.
• Evrenin genişlemesini tahmin eden kozmolojik Robertson-Walker metriği.

Genel göreliliğin bu kadar başarılı olmasının sebebi eski teorinin tahmin edemediği fizikler olayları tahmin edip açıklayabilmesidir. Mesela:

• Merkür'ün anormal günberi devinimini açıklığa kavuşturur.
• Düşük potansiyellerde zamanın daha yavaş geçtiği tahmini Pound-Rebka deneyi, Hafele-Keating deneyi ve GPS tarafından onaylanmıştır.
• Işığın sapması tahmini ilk 1919'da Arthur Eddington tarafından ve yakın zamanda Güneş'in arkasından geçen bir kuasar kullanılarak onaylanmıştır. Ayrıca bakınız kütleçekimsel merceklenme.
• Büyük kütleli bir cismin yanından geçen ışığın gecikmesi ilk defa Irwin Shapiro tarafından 1964'te gezegeneler arası uzay aracı sinyalleri kullanılarak onaylanmıştır.
• Kütleçekimsel radyasyon ikili pulsar sistemleri üzerine olan çalışmalarla dolaylı yoldan onaylanmıştır.
• Evrenin genişlemesi 1929 yılında Edwin Hubble tarafından onaylanmıştır.

Genel göreliliğin keşfinden birkaç yıl sonra kuantum mekaniği ile uyuşmadığı için kütleçekiminin tamamlanmış teorisi olmadığı fark edilmiştir.^[13] Sonradan diğertemel kuvvetler gibi kütleçekimini de kuantum alan kuramı çerçevesinde tanımlamanın mümkün olduğu anlaşılmıştır. Bu çerçevede elektromanyetik kuvvetin sanal fotonların karşılıklı değişimden kaynaklandığı gibi kütleçekimi de sanal gravitonların karşılıklı değişiminden kaynaklanır.^{[14][15][15][15]}Bu genel göreliliği klasik limitte yeniden ele alır. Ancak bu yaklaşım Planck uzunluğu gibi kısa mesafelerde başarısız olur.

Genel görelilikte kuantum mekaniği kurallarının altında, gravitonlardan oluşması gereken kütleçekimsel radyasyonun sadece yörüngede birlikte yer alan cisimlerde olduğu gibi uzayzaman eğrisinin salınım yapıyor olduğu yerlerde meydana geldiği kayda değerdir. Güneş sistemi tarafından yayılan kütleçekimsel radyasyon ölçüm yapabilmek için fazla zayıftır. Ancak PSR 1913+16 ikili pulsar sisteminde dolaylı olarak görülmüştür. Nötron yıldızı birleşimlerinin ya da kara delik oluşumunun algılanabilir miktarda kütleçekimsel radyasyon yayacağına inanılmaktadır. LIGO gibi kütleçekimsel radyasyon gözlemevleri bu problemi çalışmak için kurulmuştur. Bu hipotetik radyasyonun onaylanmış bir ölçümü henüz yapılmamıştır ancak LIGO'nun arkasındaki bilim ekipmanların hassaslığı ile geliştikçe bu durum değişebilir.