Eğer bu geçişi Dünya üzerindeki iki farklı yerden (birbirinden ne kadar uzak o kadar iyi) gözlemleyebilseydiniz başlama ve bitiş zamanlarının farklı olduğunu görürdünüz, çünkü Güneş’i kısmen farklı açılardan izliyor olurdunuz. Halley bu zaman farklılığını Dünya ve Venüs arasındaki mesafeyi ölçmek için kullanabileceğimizi fark etmişti. Sonra da Kepler’in üçüncü yasasıyla bu mesafeyi artırarak Dünya ve Güneş arasındaki mesafeyi bulabilirdik.
Ancak gezegenin, bize olan mesafesinden dolayı küçük gözükmesi yüzünden bu tür olayları teleskopsuz gözlemlemek zor. Geçişler, aralarında sekiz yıl bulunan iki geçiş olarak gerçekleşiyor, ancak sonrasında diğer ikilinin geçişi için bir asırdan fazla beklemeniz gerekiyor.
Johannes Kepler gezegensel hareket yasalarını kullanarak 1631 yılında bir geçiş gerçekleşeceğini tahmin etti, bu tahmin bir ilkti. Haklıydı da, ancak geçiş gerçekleştiği sırada Avrupa’da gece saatleriydi ve kimse göremedi. İngiliz astronom Jeremiah Horrocks, 1639 yılında başka bir geçiş olacağını öngördü ve geçişi evinin yakınlarındaki Preston’dan izleyerek bu olayı ilk gözlemleyen insan oldu. Edmund Halley, bu tür olayları kullanarak Güneş’e olan uzaklığımızı hesaplamaya yarayacak yöntemi 1691 yılında bulmuştu; ancak astronomlar, bu yöntemi kullanmak için 1761 ve 1769 yıllarında gerçekleşecek diğer iki geçişi beklemek zorundaydılar.
Hem bu ölçümün öneminden hem de böyle bir fırsatın neredeyse 200 yılda bir gelmesinden dolayı 18. yüzyıl astronomları bu şansı kaçırmamak için muazzam mesafeler katettiler. Avrupa’daki gözlemevleri, 1761 ve 1769 yılında gerçekleşecek olan geçişleri gözlemlemek ve hava koşullarının işleri baltalamasını önlemek için, yerkürenin her bir yanına astronomlardan oluşan takımlar gönderdi. Eğer bir takımın gittiği yerde hava bulutluysa diğer takımın gittiği yerde açık bir hava olacaktı.
The Royal Society, 1769’daki geçişi Tahiti’de gözlemlemesi için Kaptan James Cook kumandasındaki HMS Endeavour gemisini görevlendirdi. Cook aynı zamanda İngiliz hükümeti tarafından mühürlenmiş emirler de taşıyordu. Bu emirler, geçiş gerçekleştikten sonra Cook’un ne yapacağıyla ilgiliydi ve keşfedilmemiş bir kıtanın söylentisi üzerine Pasifik’in araştırılmasını içeriyordu.
29 Nisan 1770 tarihinde Cook, Botany Körfezi’ne (günümüzde Sidney şehrinde) yanaştı ve burada Avustralya anakarasındaki ilk Avrupa kökenli yerleşim yerini kurdu.
Tahiti’den gözlemlenen Venüs geçişi sırasındaki ölçümler Dünya ve Güneş arasındaki mesafenin 93.726.900 mil (150.838.824 kilometre) olduğunu gösteriyordu. Bugün ise bu mesafenin 149.600.000 kilometre olduğunu biliyoruz; yani 18. yüzyıl astronomları kısıtlı teknolojilerine rağmen, doğru sayıya son derece yakın bir sonuç bulmuşlardı.
Dünya’yı tartmak
Astronomlar, gezegenlerin ne kadar ağır olduklarını da bilmek istiyorlardı. 18. yüzyılda Dünya’nın kütlesi bile bir gizemdi. Kuyrukluyıldızlar konusundaki onca başarısına rağmen Edmund Halley, Dünya’nın içinin boş olduğunu düşünmüştü. 1774 yılında bir diğer Kraliyet Astronomu Nevil Maskelyne, öyle olmadığını kanıtladı.
Newton’ın Principia’yı yayımlamasından beri, evrendeki her bir cismin bir diğerine karşı çekim kuvvetine maruz kaldığını biliyoruz. Cisim ne kadar yakınsa çekim kuvveti de o kadar fazlalaşıyor. Newton da bu etkiyi kullanarak Dünya’nın ağırlığını hesaplamayı düşündü. Büyük bir dağa yakın tutulan bir sarkaç hayal etti. Sarkacın ucundaki top üç kuvvete maruz kalıyordu: Dağa karşı bir çekim, Dünya’ya karşı bir çekim ve sarkaç topunu tutan ipin gerilimi. Sonuç, sarkaç topunun, dağın yönüne kısmen dikey bir hal alması çıkmıştı. Burada dağın ve Dünya’nın çekimi, ipteki gerilimin gücüyle uyuşuyordu. Eğer dağın kütlesini ve sarkaç topunun saptığı açıyı hesaplayabilseydiniz Dünya’nın kütlesini hesaplamak için Newton’ın denklemlerini kullanabilirdiniz.
Newton bu deneyi pratiğe dökmekten vazgeçti, çünkü sarkaç topunun sapmasını hesaplamanın çok zor olacağını düşündü. Ancak Maskelyne bu görevi devraldı. Simetrik ve konik şeklinden dolayı İskoçya’daki 1.083 metrelik Schiehallion tepesini seçti. Koninin hacmini hesaplamak görece kolaydır ve eğer dağı oluşturan taşın yoğunluğunu biliyorsanız kütlesini de hesaplayabilirsiniz. Maskelyne dağın her iki tarafına gözlem noktaları kurdu, kötü hava şartları yüzünden aksilikler yaşansa da nihayet yıldızları referans noktası alarak sarkacın sapma açısını ölçtü. Daha sonra topograf Charles Hutton, dağın hacmini bulma konusundaki çalışmalarına başladı. Sonucu daha kolay bulmak için dağı bölümlere ayırdı ve bunu yaparken izohips (eşyükselti) eğrilerini keşfetti.
Maskelyne’in takımı Dünya’nın yoğunluğunu, her santimetre küp için 4,5 gram ortalama yoğunluk olarak buldu (günümüz değeri 5,5g/cm3). Schiehallion dağının ortalama yoğunluğu 2,5g/cm3 olduğuna göre yeryüzünün altında dağdan çok daha ağır bir madde olmalıydı; gezegenimizin içi boş falan değildi. Bu noktaya kadar Güneş’in, Ay’ın ve diğer gezegenlerin yoğunlukları Dünya’nın yoğunluğunun katları olarak biliniyordu. Ancak eğer Dünya’nın ortalama yoğunluğu bilinirse astronomlar, Güneş sistemindeki diğer büyük cisimlerin hacimleri ve yoğunlukları hakkında da bir şeyler söyleyebilirlerdi. İskoçya’daki bir dağ, Güneş sistemindeki diğer gezegenleri daha iyi tanımak için adeta örnek bir terazi görevi gördü.
Herschel ve Uranüs
13 Mart 1781’de William Herschel, bir gecede Güneş sisteminin bilinen sınırlarını iki katına çıkardı. İngiltere’nin Bath şehrindeki evindeyken Güneş’e Satürn’den iki kat uzak olan yepyeni bir gezegen keşfetti. Diğer tüm gezegenler antik çağlardan beri bilindiğinden, gerçekten ilk defa yeni bir gezegen keşfedilmişti. Daha sonra ortaya çıktı ki Greenwich’teki kraliyet astronomları da dahil birçok astronom aslında Uranüs’ü görmüştü, ancak cisim tutulum çemberi üzerinde o kadar yavaş hareket ediyordu ki hep sabit yıldızlardan biri sanmışlardı. Başlangıçta Herschel de bir kuyrukluyıldız olduğunu düşündü, sonra ise gerçeği anladı.
Bu yeni buluşa evrensel bir isim verilmesi ise neredeyse yüz yılı buldu. İsim verme hakkına, kâşif olarak Herschel sahipti. O da kendisini astronom olarak işe alan Kral III. George’a ithafen “Georgium Sidus (George’un Yıldızı)” ismini seçti. Tahmin edebileceğiniz gibi bu isim diğer ülkeler için o kadar da uygun değildi. 1782’de Uranüs (Yunan gökyüzü tanrısı) uygun bir alternatif olarak sunuldu; çünkü Uranüs, Kronos’un (Satürn) babasıydı, Kronos da Zeus’un (Jüpiter) babasıydı. Gelgelelim bu ismin resmi olarak kullanılmaya başlaması 1850’leri buldu. Bu isim, gezegeni diğerlerinden bir nebze öne çıkarıyor. Çünkü diğer tüm gezegenler (Dünya hariç) Roma tanrılarının adını taşıyorken Uranüs adını bir Yunan tanrısından alan tek gezegen.
Herschel ve kızılötesi ışın
1800 yılında Herschel, belki de yeni bir gezegen bulmaktan çok daha önemli bir buluşa imza atmıştı: Yepyeni bir ışık türü bulmuştu.
Tıpkı bir asır önce Newton’ın yaptığı gibi o da prizmalarla deney yapıyordu. Renk ve sıcaklık arasında bir bağlantı olduğundan şüphelendi. Bu yüzden güneş ışığını bir prizmadan geçirdi ve ortaya çıkan ışık tayfındaki her bir rengin önüne bir termometre yerleştirdi. Renklerdeki en yüksek sıcaklığın, ışık tayfının sonunda bulunan kırmızı ışıkta olduğunu gördü. Ancak sonra muhteşem bir şey yaptı: Termometreyi kırmızı ışığın hemen yanına, yani görünürde hiç ışık bulunmayan bir yere taşıdı. Termometresi burada, ışık tayfının herhangi bir yerindekine kıyasla çok daha fazla sıcaklık gösteriyordu.
Herschel, ışık tayfının sonundaki kırmızının ötesinde, görünmeyen bir “ısıl ışın” olduğunu düşündü. Sonraki deneyleri gösterdi ki bu ışınlar, tıpkı sıradan ışık ışınları gibi davranıyordu. Onun bulduğu bu ışık türünü bizler, kızılötesi olarak biliyoruz. Kızılötesi ışın, sıcak cisimler tarafından yayılan görünmez ışığa deniyor; bu yüzden kızılötesi kameralar polis takiplerinde, savaş alanlarında ve arama kurtarma çalışmalarında canlı takibi yapmakta kullanılıyor.
Herschel’in keşfi, görebildiğimizin ötesindeki ışığın ilk belirtileriydi. Tıpkı insan kulağının duyamayacağı kadar yüksek veya düşük frekansta olan sesler gibi, insan gözünün göreme-yeceği kadar yüksek ve düşük frekansta olan ışıklar da vardı. Günümüz fizikçileri, tüm bu ışıkları içine alan ışık tayfını elektromanyetik tayf olarak adlandırıyorlar. Bu tayf, düşük frekanslı radyo dalgalarından ve mikrodalgalardan başlayıp kızılötesine ve görünen ışığa; oradan da yüksek frekanslı morötesine, X ışınına ve gama ışınına kadar uzanıyor. Astronomlara göre ise bunların hepsi yalnızca ışık.
İlk teleskopların hepsi gözlerimizin görebildiği ışığa duyarlıydı. Ancak günümüz astronomlarının, radyo dalgalarından gama ışınlarına, her frekanstaki ışığa duyarlı teleskop takımları var. Eğer kendimizi yalnızca görünen ışıkla sınırlasaydık uzaydan Dünya’ya “ulaşan” birçok bilgiyi kaçırırdık.
Avrupa Uzay Ajansı, yapılmış en büyük kızılötesi teleskopunu 2009 yılında uzaya fırlattığında, bu muhteşem çalışmalarına ithafen, teleskopa Herschel ismini vermişti.
Neptün’ün keşfi
Uranüs rasgele keşfedilse de Neptün’ün keşfi daha planlıydı. Astronomlar, Uranüs’ün keşfinden sonra gezegenin yörüngesini dikkatlice incelediler ve bazı düzensizlikler fark ettiler. Gezegen zaman zaman, Kepler ve Newton’ın denklemlerinin işaret ettiği yerde gözükmüyordu.
Ancak bu durumda hatalı olanın denklemler olmadığı hemen fark edildi. Astronomların tanık olduğu şey, Uranüs’ün yörüngesini etkileyen uzaktaki başka bir gezegendi. Uranüs bu göremediğimiz gezegene doğru yaklaşırken çekiliyor ve hızı artıyordu. Uranüs gezegeni geçtiğinde ise diğer gezegen, Uranüs’ü tekrar geri çekmeye çalışıyordu ve bu esnada Uranüs biraz yavaşlıyordu.
Fransız matematikçi Urbain Le Verrier, bu işe burnunu sokan gezegenin nerede olduğunu hesaplamak için Kepler ve Newton denklemlerini kullandı. Daha sonra Le Verrier, hesaplamalarını Berlin’deki Alman astronom Johann Galle’ye gönderdi. O da teleskopunu bu koordinatlara doğru çevirdi ve Neptün’ün onu beklediğini gördü (Le Verrier’nin söylediği koordinatların bir derece içerisindeydi). Sonradan anladılar ki tıpkı Uranüs gibi Neptün de daha önce (Galileo da dahil olmak üzere) birkaç kişi tarafından fark edilmişti, ancak yavaş hareketi yüzünden o da sabit yıldızlardan biri sanılmıştı.
Einstein ve özel görelilik
Bilim dünyasının en ünlü denklemi E=mc
; Albert Einstein, 1905 yılında özel görelilik kuramını yayımladığında ortaya çıktı. Teoriye göre, enerji (E) kütleye (m) eşittir. Bir cismin içinde ne kadar enerji olduğunu bulmak için, kütlesini ışık hızının (c) karesi ile çarparsınız.
O yıl Einstein’ın eserleri bilim dünyasına sağanak gibi yağdı, çığır açan iki araştırma daha yayımladı. Bunlardan biri, ışığın foton denen partiküllerden oluştuğunu söyleyen çalışmasıydı ve ona 1921 yılında Nobel Fizik Ödülü’nü kazandıracaktı. Bu buluşları, Einstein’ın o zamanlarda dışlanmış bir akademisyen olduğu ve İsviçre’nin Bern şehrinde patent kâtipliği yaptığı düşünülürse daha da dikkate değer bir hal alıyor.
Özel görelilik Ole Römer’in ışık üzerindeki çalışmalarını (bkz. 40. sayfa) bir adım öteye götürüyor. Einstein ışık hızının bir limiti olduğunu söylemekle kalmadı, bir de evrensel hız limitinin “ışık hızı” olduğunu söyledi. Uzayda hiçbir şey ışıktan daha hızlı seyahat edemez. Bu fikir, doğrudan E=mc
’den geliyor. Ne kadar hızlı hareket ederseniz enerjiniz o kadar artar. Bununla birlikte denklem, bizlere enerjisi artan bir cismin kütlesinin de arttığını söylüyor; yani ne kadar hızlı giderseniz o kadar ağırlaşırsınız. Ağır cisimlerin hareket etmesi daha zordur ve hızlarını artırmak için daha fazla enerjiye ihtiyaç duyarlar. Eğer hızlanabilirlerse daha da ağırlaşırlar. Hızlı giden bir cisim, sonunda o kadar ağırlaşır ki daha hızlı gidebilmek için sınırsız bir enerjiye ihtiyaç duyar. Bu olaydaki sınır çizgisi de ışık hızıdır.
Einstein ve genel görelilik
Einstein, özel görelilik kuramını dünyaya hediye etmekle yetinememiş olacak ki 1915 yılında da genel görelilik kuramını yayımladı. Bunu yaparak yerçekimi hakkındaki düşüncelerimizi kökten değiştirdi.
Newton, kütleçekimini devasa cisimler tarafından boşlukta uygulanan çekim olarak düşünmüştü. Ona göre Dünya bu yüzden Güneş’in etrafında dönüyordu. Einstein, Dünya’nın Güneş’in etrafında dönmesinin sebebini, Güneş’in etrafındaki uzayın şeklini değiştirmesi olarak açıkladı. Einstein, üç boyutlu uzay ve bir boyutlu zaman anlayışını uzay-zaman dediği dört boyutlu bir “kumaşa” çevirdi ve devasa cisimlerin bu kumaşı büktüğünü söyledi.
Bunu zihninizde canlandırmak için, köşelerinden sıkıca gerdiğiniz bir çarşafı uzay-zaman olarak düşünün. Bu çarşafın ortasına Güneş’i temsil eden bir bovling topu yerleştirin, çarşaf bükülecek ve ortada bir çukur oluşacak. Daha sonra Dünya’yı temsilen bir tenis topu alın ve çarşafın çukur oluşan kısmının kenarına bırakın; tenis topu, bovling topuna doğru çekilecektir.
Einstein, devasa cisimlerin uzay-zaman denen dört boyutlu kumaşı büktüğünü ve bu bükülmenin de uzak yıldızlardan gelen ışığı büktüğünü ileri sürmüştü.
Astronomlar uzunca bir süredir, Newton’ın çekim yasasının Merkür’ün yörüngesindeki gariplikleri açıklayamadığını biliyorlardı. Einstein, bükümlü uzay-zaman fikrini Merkür’e uyguladığında mükemmel bir uyum oluşmuştu. Ancak emin olmak için deney yapacak farklı bir yola ihtiyaç vardı. Bu yol da Güneş tutulmasının yegâne durumunu kullanmaktı.
ALBERT EINSTEIN (1879-1955)
Ondan önce veya sonra yaşamış hiçbir bilim insanı, Albert Einstein kadar ünlü olamadı. Yüzü, dünyanın her bir yerinde kıyafetleri, posterleri ve fincanları süslüyor. Çalışmaları bugün bile geçerli. Einstein’ın görelilik kuramlarını yayımlamasının üstünden yüz yıldan fazla bir zaman geçmesine rağmen, fizikçiler hâlâ haklı olduğu konusunda kanıtlar bulmaya devam ediyorlar. Doğru veya yanlış olabilir, ancak kırlaşmış saçları ve kaçık profesör karakteri, dâhi bilim insanı görüntüsünün en bilinen modeli haline geldi.
Renkli bir hayat sürdüğüne şüphe yok. 1903’de fizik öğrencisi olan çok yakın arkadaşı Mileva Marić’le evlendi, ancak daha sonra kuzeni Elsa’yla bir ilişkisi oldu. Elsa ve Albert 1919 yılında evlendiler ve Elsa’nın öldüğü 1936 yılına kadar beraber kaldılar. Bu olayın Einstein’ın kalbini çok kırdığı söylenir.
Hem Alman hem de Yahudi olduğundan, Adolf Hitler iktidara gelince Amerika’da kaldı ve 1940 yılında ABD vatandaşı oldu. 1952 yılında İsrail cumhurbaşkanlığı teklif edildi, ama reddetti. 1955 yılında ise damar genişlemesi sebebiyle hayatını kaybetti. Otopsi sırasında beyni, zekâyla ilgili araştırmalarda kullanılmak üzere, izinsiz şekilde alındı.
Einstein ve Newton, uzak yıldızlardan gelen ışığın, Güneş’in çekimi tarafından büküldüğü konusunda hemfikirlerdi; ancak bu bükülmenin ne kadar olduğu konusunda fikir ayrılıkları vardı. Bu sebeple İngiliz astronom Arthur Eddington, 1919 yılında, bükülmenin ne kadar olduğunu bulmak için küçük bir Afrika adası olan Príncipe’ye yollandı. Normalde gündüz vakti Güneş’e yakın olan yıldızları görmek mümkün değil. Fakat Güneş tutulması sırasında Ay, Güneş’in parıltısını kolayca engelleyebiliyor. Eddington da bu fırsatı, Güneş’in yakınında yer alan yıldızların fotoğraflarını çekmek için kullandı.
Tabii ki yıldızlar tam da Einstein’ın söylediği yerdeydi; normal pozisyonlarından çıkmışlardı çünkü ışıkları, Güneş’in etrafındaki uzay-zamanı bükmesi sebebiyle oluşan eğimli yolu takip ediyordu (bkz. 53. sayfa). Genel görelilik, çekim kuvveti hakkındaki en geçerli teori olmaya ve bugün bile önüne gelen her sınavı kolayca geçmeye devam ediyor.
İkinci Bölüm
Güneş, Dünya ve Ay
Güneş
Hangi maddeleri içeriyor?
Sizden 150 milyon kilometre ötede olan bir şeyin hangi maddelerden yapıldığını nasıl anlarsınız? Özellikle de muazzam derecede sıcak ve parlak bir şeyse ve erimeden yanına yaklaşmak mümkün değilse? Astronomideki diğer birçok şey gibi, bu sorunun da cevabı: Bize ulaşan ışık yoluyla.
Birinci bölümde beyaz ışığı ışık tayfına çevirmek için bir prizmanın nasıl kullanıldığını görmüştük (bkz. 38. sayfa). Alman fizikçi Joseph von Fraunhofer, 1800’lü yılların başlarında, Güneş’ten gelen ışık tayfının kesintisiz olmadığını fark etti. Işık tayfı, 500’den fazla siyah çizgi içeriyordu (bu çizgiler artık Fraunhofer çizgileri olarak biliniyor). 1850’lerde ise Alman bilim insanları Robert Bunsen ve Gustav Kirchhoff, bu çizgilerin neden orada olduğunu açıkladı. Çizgiler, düpedüz kayıp renklerdi; Güneş’in içindeki farklı maddeler, ışığın bu frekanslarını yutuyor ve o renklerin Dünya’ya ulaşmasını engelliyordu.
