Genel görelilik

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Genel Görelilik sayfasından yönlendirildi)
Atla: kullan, ara
Genel Görelilik
Neutronstar Light Deflection.png
İlgili başlıklar
düzenle 
Arka fondaki Samanyolu ile 600 kilometre uzaklıktan görülen 10 güneş kütlesindeki karadelik simülasyonu

Genel görelilik ya da göreliliğin genel kuramı, 1916 yılında Albert Einstein tarafından yayımlanan kütleçekimin geometrik kuramı.[1] ve bugün modern fizikteki kütle çekimin tanımıdır. Genel görelilik, özel görelilik ve Newton'ın evrensel kütleçekim yasasını genelleştirerek kütleçekimin uzay ve zaman ya da uzayzamanda tanımlanmasını sağlar.

Uzayzamanın eğriliği, madde ve radyasyonun enerji ve momentumu ile doğrudan bağlantılıdır. Genel göreliliğin zamanın akışı, uzayın geometrisi, serbest düşme yapan cisimlerin hareketi, ışığın yayılımı gibi konulardaki öngörüleri, klasik fiziğin önermeleri ile belirgin farklılıklar gösterir. kütleçekimsel zaman genişlemesi, kütleçekimsel merceklenme, ışığın kütleçekimsel kızıla kayması, kütleçekimsel zaman gecikmesi bu farklılıkların örnekleridir. Genel göreliliğin bugüne kadarki tüm önermeleri deney ve gözlemler ile doğrulanmıştır. Her ne kadar genel görelilik kütleçekimin tek göreli kuramı olmasa da, deneysel veri ile uyum sağlayan en basit teoridir. Buna rağmen, teorinin hala cevaplayamadığı sorular varlığını sürdürmektedir. Bunlardan en temel olanı, genel görelilik ile kuantum mekaniğinin yasalarının hangi şekilde bağdaştırılarak, tamamlanmış kendi içinde tutarlı bir kuantum alan kuramı yaratılabileceğidir.

Einstein'in teorisinin astrofiziğe kayda değer etkileri vardır. Örneğin, büyük bir yıldızın ömrünün sonuna yaklaştığı bir zamanda içine çökerek karadelik oluşturduğuna işaret eder. Bazı astronomik cisimlerin yaydığı yoğun radyasyona karadeliklerin sebep olduğuna dair yeterli kanıt mevcuttur. Örneğin mikrokuasarlar, yıldızsal karadeliklerin ve aktif galaktik çekirdekler, süpermasif karadeliklerin varlıklarının bir sonucu olarak oluşurlar.

Işığın kütleçekim nedeniyle bükülmesi, uzaktaki bir astronomik cismin gökyüzünde aynı anda birden fazla yerde görüntüsünün belirmesine sebep olan, kütleçekimsel merceklenme olarak adlandırılan bir duruma neden olur. Genel görelilik aynı zamanda, bugüne kadar ancak dolaylı olarak gözlenmiş olan, kütle çekim dalgalarının da varlığını öngörmektedir. Buna dair doğrudan gözlemlerin yapılması LIGO ve NASA/ESA Laser Interferometer Space Antenna (Lazer girişimölçer uzay anteni) gibi projelerin amaçlarıdır. Tüm bunlara ek olarak genel görelilik, evrenin durmaksızın genişleyen modelinin bugünkü kozmolojik modelinin temelidir.

Tarihçe[değiştir | kaynağı değiştir]

Albert Einstein özel ve genel görelilik kuramlarını geliştirdi. 1921'den bir resim.

1905'de göreliliğin özel teorisini açıkladıktan hemen sonra, Einstein bu göreli çerçeveye kütleçekimini nasıl dahil edeceğine dair fikir yürütmeye başladı. 1907 yılında serbest düşen bir gözlemciyi ele alan basit bir düşünce deneyinden yola çıkarak kütleçekimin göreli teorisi üzerine sekiz yıl sürecek bir araştırmaya başladı. Birçok denemenin ardından, bugün Einstein alan denklemleri olarak bilinen çalışmasını sonlandırarak, Kasım 1915'de Prusya Bilimler Akademisinde sundu. Bu denklemler Einstein'ın kuramının çekirdeğini oluşturur ve herhangi bir maddenin uzay ve zamanı nasıl etkilediğini belirler.[2]

Einstein alan denklemleri doğrusal olmayan ve çözümü oldukça zor olan diferansiyel denklemlerdir. Einstein, başlangıçta kuramını öngörüye dayanarak biçimlendirmişti. Ancak çok zaman geçmeden 1916 yılında, astrofizikçi Karl Schwarzschild Einstein alan denklemlerinin ilk kesin ve sıfırdan farklı çözümünü bulmayı başardı. Bu çözüm Schwarzschild metriği olarak adlandırılır.

Schwarzschild metriği ile, kütleçekimsel içe çökmenin son evrelerinin, yani bugün bilinen adıyla karadeliklerin, tanımının temelleri ortaya koyulmuştur. Aynı yıl Schwarzschild çözümünün elektrik yüklü cisimler için genelleştirilmiş çözümü olan Reissner–Nordström çözümüne ulaşıldı. Bugün bu çözüm elektrik yüklü karadelikler için kullanılmaktadır.[3]

1917'de Einstein, kuramını, evrenin bütününe uygular ve göreli kozmolojinin temelini atar. Genel göreliliğin öngörüsü evrenin genişlemekte ya da büzülmekte olduğu iken, Einstein evrenin durağan olduğunu düşünmektedir ve bunu sağlamak için orijinal alan denklemlerine kozmolojik sabit olarak adlandırdığı yeni bir parametre ekler.[4]

Ancak 1929'da Hubble'ın çalışması evrenin durağan olmadığını, genişlediğini gözler önüne serer. Friedmann 1922'de yaptığı çalışmada genişleyen evren modelini kozmolojik sabit kullanmaksızın ortaya koymuştur. Lemaître bu çözümü Büyük patlama'nın ilk modelini formüle etmek için kullanmıştır.[5] Evrenin genişlediğine dair gözlemlerden sonra, Einstein, kozmolojik sabiti, hayatının en büyük hatası olarak tanımlar.[6]

Bu süre zarfında genel görelilik merak uyandıran bir kuram olarak kalır. Özel göreliliğin yasaları ile uyumlu olması ve Newton kuramının açıklayamadığı bazı etkilere cevap getirmesi nedeni ile açıkça Newtonsal kütleçekime karşı bir üstünlüğü vardır. 1915'de kuramının Merkür'ün günberi noktasının devinimi problemine keyfi değişkenler kullanmadan nasıl açıklık getirdiğini, Einstein bizzat kendisi açıklamıştır.[7]. 1919'da Eddington tarafından yönetilen bir keşif, 29 Mayıs 1919 tarihindeki tam güneş tutulması sırasında yıldız ışığının güneş tarafından aynı genel göreliliğin öngördüğü şekilde büküldüğünü doğrulamış[8] ve Einstein'ın ününü daha da arttırmıştır.[9] Ancak kuram, altın çağını 1960 ve 1975 yılları arasında yaşamış ve ancak bundan sonra teorik fiziğin ana dallarından biri olarak kabul görmüştür.[10]

Klasik mekanikten genel göreliliğe[değiştir | kaynağı değiştir]

Genel göreliliği iyi anlamanın yolu klasik mekanik ile benzerliklerini ve farklılıklarını gözden geçirmektir. Öncelikle klasik mekaniğin ve Newton'un kütleçekim yasasının geometrik bir tanımdan yola çıktığı bilinmelidir. Bu tanım özel göreliliğin yasaları ile birleştirilerek, genel göreliliğin yasaları sezgisel olarak türetilebilir.[11]

Newton kütleçekiminin geometrisi[değiştir | kaynağı değiştir]

Genel göreliliğe göre, kütleçekim alanındaki bir cisim ile kapalı bir kutu içinde ivmelenen bir cisim benzer şekilde davranır. Örneğin, roketin içindeki gözlemci (solda) ve Dünya'daki gözlemci (sağda) topun düşüşünü aynı algılar. Bunun sebebi roketin ivmelenmesinin aynı göreli kuvveti yaratmasıdır.

Klasik mekaniğin özünde, bir cismin hareketinin serbest (ya da ivmeli) hareketinin ve bu serbest hareketten sapmaların bileşimi yatar. Bu sapmalar cisme etkiyen dış kuvvetlerin varlığından kaynaklanır ve kuvvetin tanımı Newton'un ikinci yasası ile verilmiştir. İkinci yasa bir cisme etkiyen net kuvvetin cismin eylemsiz kütlesi ve ivmesinin çarpımı kadar olacağını söyler.[12] Cismin tercih edeceği eylemsiz hareket, uzay ve zamanın geometrisine bağlıdır: Standart olarak klasik mekaniğin referans çerçevelerinde serbest hareket yapan cisimler düz çizgiler boyunca sabit hızla hareket ederler. Günümüz terminolojisinde, cisimlerin eğri uzayzamandaki bu yollarına jeodezik denilmektedir.[13]

Notes[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ "Nobel Prize Biography". Nobel Prize. http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1921/einstein-bio.html. 
  2. ^ Pais 1982, ch. 9-15, Janssen 2005; birçok orijinal makalenin baskısını içeren, güncel bir koleksiyon Renn 2007; erişilebilir bir genel bakış Renn 2005, sayfalar 110. Erken dönemde yazılmış bir kilit makale Einstein 1907,Pais 1982, ch. 9. Alan denklemlerini ortaya koyan bir yayın Einstein 1915, Pais 1982, ch. 11–15
  3. ^ Schwarzschild 1916a, Schwarzschild 1916b ve Reissner 1916 (sonradan burada tamamlanmıştır Nordström 1918)
  4. ^ Einstein 1917, Pais 1982, ch. 15e
  5. ^ Hubble'ın orijinal makalesi Hubble 1929; erişilebilir bir genel bakış için Singh 2004, ch. 2–4
  6. ^ Gamow 1970
  7. ^ Pais 1982, sayfalar 253–254
  8. ^ Kennefick 2005, Kennefick 2007
  9. ^ Pais 1982, ch. 16
  10. ^ Thorne, Kip (2003). "Warping spacetime". The future of theoretical physics and cosmology: celebrating Stephen Hawking's 60th birthday. Cambridge University Press. ss. 74. ISBN 0-521-82081-2. http://books.google.com/books?id=yLy4b61rfPwC. , Sayfa 74 özeti
  11. ^ Ehlers 1973, sec. 1
  12. ^ Arnold 1989, ch. 1
  13. ^ Ehlers 1973, sayfalar 5f