KÜTLESEL ÇEKİM
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 yoÄŸun cisimeleri ve "boÅŸluÄŸu" eÅŸit oranda donatır. Ondan korunmanın ya da onu etkilemenin hiçbir yolu yok. Uzaklıkla azalır; ama hiçbir ÅŸekilde kaybolmaz. Atmosferi Yerküre’nin çevresinde tutan kuvvet ya da bizim Evren boÅŸluÄŸuna uçup gitmemizi engelleyen kuvvet, Dünya’nın uyguladığı kütle çekimi kuvvetidir.
Bir yapma uyduyu, Dünya yörüngesine yerleÅŸtirmek için gerekli hız, saniyede 8 kilometreden (8 km/s) az deÄŸildir. Dünya’nın çekiminden kurtulmak ve onu temelli terketmek için saniyede 11.2 kilometre hız yapmak gerekir. GüneÅŸ’in kütle çekimi daha büyüktür. Çünkü GüneÅŸ’in kütlesi, Dünya’nınkinin 400 bin katıdır. GüneÅŸ’in kütlesel çekimini aÅŸabilmek için saniyede 16.7 kilometrelik hız gerekir.
KuÅŸkusuz insanoÄŸlu çok eski zamanlarda da kütle çekimini sezmiÅŸ ve onu hesaba katmış olmalı. Ä°lginçtir, bilinen bu eski kuvvet, çaÄŸlar boyu açıklanamamış olarak kaldı. Kütle çekimi için bilimsel bir kuram geliÅŸtiren ve bunu Evren’i kapsayacak kadar geniÅŸleten, büyük Ä°ngiliz 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 olduÄŸu sonucuna da varmıştı. Bu yeni yaklaşım daha sonra Newton tarafından formülleÅŸtirilerek, kendi adıyla anılan Newton’un "Birinci Hareket Yasası" olarak tanımış ve şöyle ifade edilmiÅŸtir: "Bir cisme bir dış kuvvet (bileÅŸke kuvvet) etki etmedikçe, cisim durgun ise durgun kalacak, hareketli ise sabit hızla doÄŸrusal 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 bileÅŸkesi sıfır olduÄŸu zaman cismin davranışındaki deÄŸiÅŸmeleri inceler. Bir cisim üzerine sıfırdan farklı bir bileÅŸke kuvvet etki ettiÄŸi 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 bileÅŸke kuvveti aynı tutarken cismin kütlesini iki katına çakrsak ne olur? Ä°vme 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 doÄŸru orantılı, kütle ile ters orantılıdır."
Elbette ki gezegenler, Kepler Yasalarına göre hareket ediyordu. Ama neden gezegenler deÄŸiÅŸik ve üstelik düzgün bir hızla hareket etmiyordu? Gezegenlerin gökyüzünde hareket etmeleri için onları "iten" bir gücün olması gerektiÄŸi düşünülüyordu. Ama bu güç neydi? Newton’un yaÅŸadığı dönemde hiç olmazsa birçok insan astrolojiyi ciddiye almıyordu; yani gezegenleri meleklerin itmediÄŸi kesindi. Newton, Kepler’in formüllerini çıkarmak için kütlesel çekim (gravitasyonal alan) yasasını kullanmÅŸtı.
Newton, Galileo’nun sarkaç deneylerini inceledi ve buradan boÅŸlukta serbestçe dolaÅŸan gezegenlere etkiyen bir çekimin bulunması gerektiÄŸi sonucuna kolayca vardı. Çünkü o, düşünür ve matematikçiydi. Gezegenler, eliptik yörüngeler izliyordu. Bu yörüngeler üzerinde dolanırken GüneÅŸ’e daha yakın oldukları yerlerde hızları artıyor, sonra GüneÅŸ’ten uzaklaÅŸtıkça 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’etkilediÄŸi 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 deÄŸerinin dörtte birine indiÄŸini varsaydı. Ä°ki madde birbirlerini kütllelerinin çarpımı ile doÄŸru. aralarındaki uzaklığın karesi ile ters orantılı bir kuvvetle çeker. Bunların hepsi çekim sabiti denen evrensel bir sabitle çarpılır.
Ä°ki 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 deÄŸiÅŸtiÄŸine 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 eÅŸittir.
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 ÅŸekilde cesaretle yaygınlatırdı. Merkür’ün yaramazlığı dışında bir sorunla karşılaÅŸmadan 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 zayıflayarak 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 GüneÅŸ çevresindeki hareketlerini yöneten temel yasaları bulmuÅŸtu.
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?
GüneÅŸ’in merkez olduÄŸu bir çember üzerinde mi, yoksa baÅŸka bir eÄŸri boyunca mı? Hızları neydi? Bunların yanıtlanması daha zun zaman aldı. Copernicus sonrası dönemler, gezegenlerin gerçekten Dünya’yla birlikte GüneÅŸ etrafında mı döndükleri, yoksa Dünya’nın Evren!in merkezinde mi olduÄŸu 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 kiÅŸi olan Tycho’nun Kopenhag yakınlarında bir adası vardı. Buraya pirinçten yapılmış kocaman daireler yerleÅŸtirdi ve özel gözlem yerleri yaptırdı; sonra, geceler boyunca gezegenlerin konumlarını kaydetti. Ä°ÅŸte ancak bu tür yorucu ve yoÄŸun çalışmalar yoluyla birÅŸeyler bulunabilir.
Toplanan bütün bilgi Kepler’in eline verildi; o da gezegenlerin GüneÅŸ etrafında ne türlü bir hareket yaptığını incelemeye koyuldu. Bunun için deneme yanılma yöntemini uyguladı. Bir ara yanıtı bulduÄŸunu sandı: Gezegenler, GüneÅŸ’in merkez olduÄŸu 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 doÄŸru olmadığı sonucuna vardı. Deneylerin çok dikkatli yapılmış olması nedeniyle baÅŸka bir yol deneyerek sonunda üç ÅŸey keÅŸfetti. Ä°lk olarak, gezegenler GüneÅŸ’in odak olduÄŸu elips ÅŸeklinde 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.
Ä°kinci olarak, bir gezegenin GüneÅŸ çevresindeki yörüngesi bir elipstir; GüneÅŸ de odakların birindedir. Bundan sonra gelen soru ÅŸuydu: GüneÅŸ’e yaklaÅŸtıkça hızı artıyor, uzaklaÅŸtıkça yavaÅŸlıyor mu?
Kepler, bunun da yanıtını buldu. BulduÄŸu yanıt şöyle açıklanabilir: ÖrneÄŸin üç hafta gibi belirli bir ara içeren iki farklı zamanda gezegenin konumun saptayalım. Sonra, yörüngenin baÅŸka bir bölümünde, gezegenin yine üç hafta ara ile iki ayrı konumunu saptayalım ve GüneÅŸ’le gezegeni birleÅŸtiren doÄŸruları çizelim (bilimsel deyimiyle bunlar yarıçap vektörleridir).
Üç hafta ara ile çizilen iki doÄŸru ve yörenge arasında kalan alan, yörüngenin her bölgesi için aynıdır. Demek ki, gezegen GüneÅŸ’e daha yakın olduÄŸu yerlerde daha hızlı hareket ediyor ve uzaklaÅŸtıkça aynı alanı taramak için daha yavaÅŸ 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 ÅŸu ÅŸekilde özetlenebilir: Yörünge bir elipstir; eÅŸit sürelerde eÅŸit alanlar taranır ve bir devir için geçen süre, boyutun üç bölü ikinci kuvvetiyle orantılıdır; yani boyutun küpünün kareköküyle. Kepler’in bu üç yasası gezegenlerin GüneÅŸ 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 eÄŸik bir düzlemden aÅŸağı doÄŸru nasıl yuvarlanıyor, sarkaçlar nasıl sallanıyordu?Galileo "eylemsizlik ilkesi" denilen önemli bir kural keÅŸfetti.
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 geliÅŸme Newton’un ÅŸu soruyu tartışması ile baÅŸladı: EÄŸer cisim düz bir doÄŸru boyunca hareket etmiyorsa ne olur? Buna verdiÄŸi yanıt da ÅŸu oldu: Hızı herhangi bir ÅŸekilde deÄŸiÅŸtirmek için kuvvet uygulamak gerekir. ÖrneÄŸin, bir top hareket ettiÄŸi 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 gitmiÅŸ olcaeğı ta uzaklarda deÄŸil, GüneÅŸ’e yakın bir yerde bulunuyor. BaÅŸka bir deyiÅŸle,hızı ve hareketi GüneÅŸ’e doÄŸru sapıyor; yani meleklerin, kanatlarını sürekli GüneÅŸ’e doÄŸru çarpmaları gerekiyor.
Bir gezegenin düz bir doÄŸru 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 süregittiÄŸi bir gerçektir.
Ancak,düşme olgusu için kuvvete gereksinim vardır ve kuvvetin kökeninin GüneÅŸ’e doÄŸru olduÄŸu da anlaşılmıştır. Newton, eÅŸit sürelerde eÅŸit alan taranması kuramının, hızdaki bütün deÄŸiÅŸmelerin GüneÅŸ yönünde olduÄŸu savının doÄŸrudan bir sonucu olduÄŸunu; bunun eliptik yörünge için de geçerli olduÄŸunu göstermeyi baÅŸardı.
Bu yasayı kullanarak Newton, kuvvetin GüneÅŸ yönünde olduÄŸunu ve eÄŸer gezegenlerin periyotlarının GüneÅŸ’ten olan uzaklıklarıyla nasıl deÄŸiÅŸtiÄŸi bilinirse, bu kuvvetin uzaklık ile nasıl deÄŸiÅŸtiÄŸinin de bulunabileceÄŸini gösterdi ve kuvvetin, uzaklığın karesi ile ters orantılı olduÄŸunu saptadı.
Buraya kadar Newton, pek bir ÅŸey söylemiÅŸ sayılmaz; çünkü yalnızca kepler’in ifade ettiÄŸi iki ÅŸeyi farklı biçimde dile getirmiÅŸ oluyordu. birincisi, kuvvetin GüneÅŸ yönünde olduÄŸunu söylemekle; ikinci de kuvvetin, uzaklığın karesi ile ters orantılı olduÄŸunu söylemekle aynı ÅŸeydi.
Ä°nsanlar Jüpiter’in uydularının Jüpiter çevresinde nasıl hareket ettiklerini teleskopla görmüşlerdi. bu hareket tıpkı GüneÅŸ Sistemi’nde olduÄŸu gibiydi; sanik uydular Jüpiter’e doÄŸru çekiliyorlardı. Ay da Dünya’nın çekimindedir; Dünya’nın çevresinde döner ve Dünya’ya doÄŸru çekilir. Sanki her ÅŸeyin birbirinin çekimi altınrdaymış gibi görünmesi bir sonraki kuramı; genelleme yapacak olursak her cismin her cismi çektiÄŸi yolunda olması sonucunu getirdi.
EÄŸer bu doÄŸru ise, GüneÅŸ’in gezEgenleri çektiÄŸi gibi dünya da Ay’ı kendisine doÄŸru çekiyordu. Dünya’nın cisimleri çektiÄŸi bilinen bir ÅŸeydi (hepimiz havada uçmak isetesek de iskemlemizde sık sıkı oturduÄŸumuzu biliyoruz). Yeryüzü’ndeki çekim, yerçekimi olgusu olarak ilyi bilrdiÄŸimiz bir ÅŸeydir.
Newton, Ay’ı yörüngede tutan çekimin, nesneleri Dünya’ya çeken kuvvetle aynı ÅŸey olabileceÄŸini düşündü. Daha sonra Newton birçok yeni ÅŸey ortaya çıkardı. Çekim Yasası’nın ters kare olması durumunda yörüngenin ÅŸeklinin 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 bulunduÄŸu taraftaki sular yükselecek, o zaman günde ancak bir gel-git olacaktı.
Gerçekte ise yaklaşık oniki saatte bir, yani günde iki gel-git olduÄŸunu biliyoruz. Farklı bir sonuca varan bir düşünce ekolü daha vardı. Buna göre de Dünya, Ay tarafından suyun dışına çekiliyordu. Gerçekte ne olup bittiÄŸini 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 dengelenmiÅŸtir; 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 karşılaÅŸtı. Bunlardan ilki Jüpiter’in gezegenleriyle ilgiliydi. Uzun süre dikkatle yapılmış gözlemlerle hareketlerinin Newton Yasası’na uyumu saptanabilirdi. Ancak sonuç bunun doÄŸuru olmadığını gösteriyordu.
Jüpiter’in gezegenleri, Newton Yasası ile hesaplanmış zamana göre, bazen sekiz dakika ileri, bazen sekiz dakika geri olan bir fark oluÅŸturuyorlardı. Bu fark Jüpiter’in Dünya’ya yakın olduÄŸu zamanlarda ileri, uzak olduÄŸu zamanlarda ise geriye doÄŸruydu. 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 ÅŸey onların o andaki durumu deÄŸil, ışığın bize gelmesi için geçen zamandan önceki durumuydu.
Jüpiter bize yakın olduÄŸunda ışık daha kısa sürede, uzak olduÄŸunda ise daha uzun sürede geliyordu. Bu neden Roemer’in gözlemleri zaman farkı yönünden ÅŸu kadar erken, bu kadar geç olmalarına görüe düzeltilmesi gerekiyordu. Bu yolla ışğın hızını ölçmeyi baÅŸarmış, ışığın bir anda yayılan birÅŸey olmadığını da ilk kez göstermiÅŸ oldu.
EÄŸer bir yasa doÄŸru ise baÅŸka bir yasanın bulunmasına da yol açabilir. EÄŸer bir yasaya güveniyorsak, ona ters bir ÅŸeyin ortaya çıkması bizi baÅŸka bir olguya doÄŸru yöneltir. Yerçekimi yasasını bilmeseydik Jüpiter’in gezegenlerinden ne bekleyeceÄŸimizi 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 GüneÅŸ’in çekiminde deÄŸildi; 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 diÄŸerleri üzerindeki çekimi sonucu, yörüngelerinin Kepler’in kusursuz elipslerinden ne ölçüde farklı olduÄŸunu 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 etkilendiÄŸini iler sürdüler. Herbiri kendi gözlemevine "teleskopunuzu çevirin ve orayı gözleyin. yeni bir gezgen göreceksiniz" ÅŸeklinde birer mektup yolladılar.
Gözlemevlerinden birinin tepkisi "Saçma! Eline kalem kağıt alıp oturan biri, bize gezegen bulmak için nereye bakacağımızı söylüyor" ÅŸeklindeydi. DiÄŸer gözlemevinin yöntemi farklıydı ve Neptün’ü buldu.
20. yy’ın baÅŸlarında Merkür’ün hareketinin tam da "doÄŸru" olmadığı anlaşıldı. Einstein, Newton Yasalarının biraz hatalı olduÄŸunu ve deÄŸiÅŸtirilmeleri gerektiÄŸini gösterinceye dek bu durum hayli sıkıntıya yol açtı. Åžimdi de bu yasanın kapsamının geniÅŸliÄŸi sorusu ortaya çıkıyor.
Yasa, GüneÅŸ Sistemi dışında da geçerli midir? Galaksimizi birarada tutan ÅŸey, yıldızlar arasındaki çekim kuvvetidir. Dünya’dan GüneÅŸ’e olan uzaklık sekiz ışık dakikası olduÄŸu halde, galaksilerin uzunlukları 50.000-100.000 ışık yılıdır. Ancak çekim kuvvetinin bu büyük yıldız yığınlarında, bu ölçekteki uzaklıklarda bile geçerli olduÄŸundan kuÅŸkulanmak için bir neden yoktur.
Çekim kuvvetinin varolduÄŸunu doÄŸrudan kanıtlayabileceÄŸimiz uzaklık bu kadar; yani Evren’in büyüklüğünün onda biri veya yüzde biri kadar uzaklıktır. Buna göre, gazetelerde birÅŸeylerin Dünya’nın çekim kuvveti dışına çıktığına iliÅŸkin 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 diÄŸer yıldızların güçlü alanlarının karmaÅŸasında kaybolur. Çevresindeki yıldızlarla birlikte baÅŸka yıldızları çekerek galaksi oluÅŸturur; bu galaksi de diÄŸer galaksileri çekip bir galaksiler kümesi oluÅŸturur. Böylece Dünya’nın çekim alanı hiç bitmez; ancak belirli ve düzenli bir ÅŸekilde zayıflayarak belki de Evren’in sınırlarına kadar gider.
Çekim Yasası, diÄŸer yasaların çoÄŸundan farklıdır. Evren’in ekonomisi ve mekanizması için çok önemli olduÄŸu açıktır ve Evren yönünden birçok pratik uygulaması da vardır. Ancak, diÄŸer fizik yasalarından farklı tipik bir özelliÄŸe sahiptir: bilinmesi pek az pratik yarar saÄŸlar.
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.
