Albert Einstein’nın önemli çalışmalarından
biri 1905 yılında yayımladığı ‘Özel Görelilik’ Kuramıdır. Einstein 1916 yılında
ikinci görelilik kuramı olan ‘Genel Görelilik’ Kuramını yayımladı.
Özel görelilik temel partiküllere ve etkileşimlerine, genel görelilik
kozmolojik ve astrofiziksel alana uygulanır.
Özel görelilik fizik dünyasaında 1920’de kabul edildi. Bu
teori, atomik fizik, nükleer fizik ve kuantum mekaniği gibi yeni fizik
alanlarında hızla önemli ve gerekli bir araç haline geldi. Tersine, genel
görelilik başlangıçta pek kullanışlı değilse de, deneyciler tarafından biraz uygulanabilir
olarak kabul edildi; Newton’un yerçekimi teorisi tahminlerine sadece küçük
düzeltmeler yapmak için limitli görünüyordu.
Genel görelilik matematiği çok zordu ve dolayısıyla dünyada
az sayıda insanın teoriyi tamamen detaylarıyla anlayabileceği düşünüldü. Teori
daha sonra Richard Feynman tarafından çürütüldü. 1960’a doğru kritik bir canlanmayla
genel görelilik fiziğin ve astronominin merkezi haline geldi. Yeni geliştirilen
matematik teknikleri genel görelilikte kullanılmaya başlandı; böylece, fiziksel
farklı konular matematiğin kompleksliğinden izole edilebildi. Ayrıca genel
görelilikle ilgili egzotik astronomik fenomenlerin bulunuşu bu canlanmaya
yardımcı oldu. [Astronomik fenomen, kuasarlar (1963), 3 Kelvin mikrodalga temel
ışıma (1965), pulsarlar mikrodalga (1967) ve ilk kara deliğin keşfini (1981) kapsıyor.]
İlk süper kütleli bir kara delik içeren görelilik testi; Mayıs 2018 (testte,
Samanyolu galaksimizin kalbindeki dev kara deliğinin etrafındaki yoğun çekim
alanını kullanılmıştır)
Einstein, izafiyet teorisinin teoriler prensibi sınıfına ait
olduğunu belirtmiştir; bu söylemiyle, elementlerin hipotezlere değil deneysel bulgulara
ve keşiflere dayandığını ifade etmiştir. Doğal işleyişlerin ve gözlemlerinin
daha doğru olarak tanımlanmasıyla deneysel keşifler ve matematik modelleri
geliştirilmiştir.
Genel görelilik ve özel görelilik birbiriyle bağlantılıdır.
Özel görelilik kuramı yer çekimi hariç tüm fizik fenomenlerine uygulanmaktadır.
Genel görelilik kuramı ise yer çekimi kanununu ve onun diğer doğa kuvvetleriyle
bağlantısını sağlar.
Tarihçe
Görelilik Teorisi ve İlgili Araştırmalar, Buluşlar,
Keşifler
1632: Galile
göreliliğine (Galile değişmezliği) göre, hareket kanunlarının hepsi eylemsiz
çerçeve içinde olur. Galileo Galilei bu prensibi ilk olarak 1632’de Dialogue
Concerning the Two Chief World Systems adlı kitabında kullanmıştır. Prensibi
açıklarken gemi örneğinin vermiştir: ‘Sakin bir denizde, hiçbir yere çarpmadan
sabit hızda giden gemide, güvertenin altında olan bir gözlemci geminin
hareketsiz olduğunu, ya da hareket edip etmediğini söyleyemez’ demiştir.
1687: Newton'ın
hareket yasaları, bir cisim üzerine etki eden kuvvetler ve cismin hareketi
arasındaki ilişkileri ortaya koyan üç yasadır. F=ma: Bir cisim üzerindeki net
kuvvet, cismin kütlesi ile ivmesinin çarpımına eşittir.Işık hızına yaklaşan hızlarda
Newton yasaları fiziksel olayları açıklamakta yetersiz kalmakta, bu nedenle
geçerliliklerini yitirmektedir.
1879: Günümüz
ışık hızının ölçümünün temelleri 1670’lerde Danimarkalı astronom Ole Rømer
(Roemer) tarafından atılmıştır. Sonraki yıllarda çeşitli araştırma ve
çalışmalar sürdürülmüş, en doğru sonuca 1879 yılında Prusyalı gökbilimci Albert
Michelson çeşitli ayna ve lensler ile yaptığı deneyler sonucunda ulaşılmıştır.
Michelson ölçümlerinde ışığın hızını saniyede 299.910 kilometre olarak buldu.
Ve bu sonuç 40 yıl boyunca en doğru değer olarak kabul edildi.
Işığın boşluktaki hızı, genellikle c ile gösterilir. Kesin
değeri 299.792.458 m/s'dir. (yaklaşık olarak 3,00×108 m/s). Metrenin
uzunluğu bu sabitten ve uluslararası zaman standardından hesaplanmıştır. Özel
göreliliğe göre c, evrendeki bütün madde ve bilgilerin hareket edebileceği
maksimum hızdır. Tüm kütlesiz partiküllerin ve ilgili alanlardaki değişimlerin
boşluktaki hareket hızıdır. Bu partiküller ve dalgalar gözlemcinin eylemsiz
referans kaynağın hareketi ne olursa olsun c hızında hareket eder.
1892: Lorentz
dönüşümü: Fizikte, Lorentz dönüşümü (veya dönüşümleri) adını Hollandalı fizikçi
Hendrik Lorentz'den almıştır. Lorentz dönüşühmü, özel görelilik ile uyum
içerisindedir. Ancak özel görelilikten daha önce ortaya atılmıştır. 1892
yılında Hendrik Lorentz, kuvvete hem elektrik hem de magnetik alandan gelen
katkıları da yazarak, formülün günümüzdeki modern halini türetmiştir.
1905: Einstein göreliliğin
özel teorisini açıkladıktan hemen sonra, kütle ve enerjinin, E = mc2
denklemine göre değiştirilebilir miktarlar olduğunu ileri sürdü ve bu göreli
çerçeveye kütle çekimini nasıl dahil edeceğine dair fikirler yürütmeye başladı.
1907: Einstein
serbest düşen bir gözlemciyi ele alan basit bir düşünce deneyinden yola çıkarak
kütle çekimin göreli teorisi üzerine sekiz yıl sürecek bir araştırmaya başladı
1908: Matematikçi
Hermann Minkowski tarafından Minkowski diyagramı geliştirildi. Diyagram, fizikte
ve matematikte ‘Minkowski uzayı’ veya ‘Minkowski uzay-zamanı’ olarak adlandırılır;
Einstein'ın özel görelilik kuramının en uygun biçimde gösterimlendiği
matematiksel yapıdır. Bu yapıda, bilinen üç uzay boyutu tek bir zaman boyutuyla
birleştirilerek, uzay-zamanını betimlemek için dört boyutlu bir çokkatlı yapı oluşturulmuştur.
1908: Işık konisi
(Minkowski), özel ve genel görelilikte, tek bir olaydan (uzayda tek bir noktaya
ve zaman içinde tek bir an için lokalize olan) yayılan ve her yöne doğru
seyahat eden bir ışık parıltısının uzay-zamanda süreceği bir yoldur.
1909: Paul
Ehrenfest’in özel görelelik kapsamında ‘Biçimi Bozulmazlığı’ kavramıyla
ilişkilendirdiği ‘Ehrenfest Paradoksu’ özgün formülasyonunda, kendi simetri
ekseni etrafında döndürülen ideal biçimi bozulmaz bir bir diskin dönme
hareketini ele alır.
1910: Hızlılık
(rapidity): Görelilikte hızlılık, göreli hız için bir ölçü olarak kullanılır.
Matematiksel olarak hızlılık, göreli hareketteki iki referans frame’i
farklılaştıran hiperbolik açı olarak tanımlanabilir; her frame mesafe ve zaman
koordinatlarıyla belirlenmiştir. Hızın yerini alan rapidity parametresi 1910
yılında Vladimir Varićak ve E. T. Whittaker tarafından ileri sürülmüştür.
1911: Eşdeğerlik
İlkesi: Genel görelilik fiziğinde, eşdeğerlik ilkesi, kütleçekimsel kütle ve
eylemsiz kütle arasındaki eşdeğerlikle ilgilenen çeşitli kavramlardan biridir.
Einstein'in gözlemlerine göre büyük kütleli bir cismin (örn. Dünya) üzerinde
durulduğunda hissedilen kütleçekimsel kuvvet, eylemsiz olmayan (ivmeli)
referans çerçevesindeki bir gözlemcinin hissettiği uydurma kuvvetle aynıdır.
1915: Kütle
çekimsel dalga (KÇD), fizikte uzayzaman eğriliğinde oluşan kırışıklık olup
kaynağından dışarıya doğru bir dalga olarak yayılır. Albert Einstein tarafından
1915'te varlığı öngörülen bu dalgalar, Genel Relativite Teorisi'ne dayanarak
kütle çekimsel ışıma şeklinde enerji naklederler.
1915: Einstein, Genel
görelilik kuramının Merkür'ün günberi noktasının devinimi problemine keyfi
değişkenler kullanmadan nasıl açıklık getirdiğini açıkladı.
1915: Einstein, birçok
denemenin ardından, bugün Einstein alan denklemleri olarak bilinen çalışmasını
sonlandırarak, Prusya Bilimler Akademisinde sundu. Bu denklemler Einstein
kuramının çekirdeğini oluşturur ve herhangi bir maddenin uzay ve zamanı nasıl
etkilediğini belirler. Einstein, kuramını öngörüye dayanarak biçimlendirmişti.
Gik= (8pG / c4) Tik
Gik: Einstein tensörü, Tik: stres-enerji (enerji-momentum) tensörü. Eşitliğin sol tarafı geometriyi, sağ tarafı ise maddeyi tanımlar. Denklem genellikle aşağıdaki gibi yazılır:
Rik – ½ gik
R + gik Λ = (8pG / c4)
Tik
Burada sol taraf Gik‘nın açık halini ifade eder. Rik: terimi Ricci eğrilik tensörü, gik: metrik tensör, R: eğrilik skaleri, Λ: kozmolojik sabittir.
1915: Genel görelilikte
İki-Cisim problemi: Genel görelilikteki iki cisim problemi, genel görelilik
alan denklemleriyle tanımlandığı gibi iki cismin hareket ve çekim alanının
belirlenmesidir. Einstein alan denklemlerinin çözümleri uzay-zamanın metrikleridir.
Bu metrikler, uzay-zamandaki nesnelerin eylemsizlik hareketi de dahil olmak
üzere uzay-zaman yapısını tarif eder.
1916: Einstein
Genel Görelilik Kuramını yayımladı.
1916:
Astrofizikçi Karl Schwarzschild Einstein alan denklemlerinin ilk kesin ve
sıfırdan farklı çözümünü bulmayı başardı. Bu çözüm Schwarzschild metriği olarak
adlandırılır. Schwarzschild metriği ile kütle çekimsel içe çökmenin son
evrelerinin, yani bugün bilinen adıyla karadeliklerin tanımının temelleri
ortaya konulmuştur.
1916:
Schwarzschild çözümünün elektrik yüklü cisimler için genelleştirilmiş çözümü
olan Reissner–Nordström çözümüne ulaşıldı. Bugün bu çözüm elektrik yüklü
karadelikler için kullanılmaktadır. Reissner–Nordström metriği Maxwell denklemlerini
de içeren Einstein alan denklemlerinin statik çözümü olarak varsayımsal biçimde
ortaya çıkmıştır.
1916:
Schwarzschild metriği: Einstein'ın genel görelelik teorisine göre Schwarzschild
metriği (Schwarzschild vakumu veya Schwarzschild çözümü olarak da bilinir)
Einstein'ın alan denklemlerinin çözümüyle ortaya çıkmıştır; küresel bir
kütlenin dışındaki elektik yükü, açısal momentumu ve evrensel kozmolojik sabiti
sıfır varsayılan yerçekimsel alanı tarif eder.
1917: 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.(Kozmolojide, kozmoloji sabiti (Λ) uzaydaki vakum enerjisinin değeridir.)
1918:
Frame-dragging (sürüklenme) etkisi: Josef Lense ve Hans Thirring tarafından
elde edilmiştir. Einstein'ın genel görelilik teorisinde tahmin edilen, kütle
enerjisinin statik olmayan durağan dağılımlarından kaynaklanan, uzay-zaman
üzerine bir etkidir. Sabit bir alan sabit durumda olan alandır, ancak bu alana
neden olan kütleler statik olmayabilir, örneğin dönebilir.
1919: Eddington
tarafından yönetilen bir keşif, 29 Mayıs 1919 tarihindeki tam güneş tutulması
sırasında yıldız ışığının güneş tarafından, aynı genel göreliliğin öngördüğü
şekilde büküldüğünü doğrulamış ve Einstein'ın ününü daha da arttırmıştır.
1920'ler-1930'lar: Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker
metriği: Friedmann – Lemaitre-Robertson – Walker (FLRW) metriği, Einstein'ın
genel görelilik alan denklemlerinin tam bir çözümüdür; yola bağlı, ancak basitçe
bağlantılı olmayan homojen, izotropik, genişleyen (veya başka bir şekilde daralma)
evreni tarif eder.
1921: Kaluza–Klein
kuramı: Fizikte, Kaluza-Klein teorisi (KK teorisi), uzay ve zamanın dördüncünün
ötesinde beşinci bir boyut fikri etrafında inşa edilmiş ve sicim teorisinin
önemli bir öncüsü olarak kabul edilen klasik bir birleşik alan çekim ve
elektromagnetizma teorisidir.
1921: Kasner
metriği: Kasner metriği (matematikçi Edward Kasner tarafından geliştirilen) Einstein'ın
genel görelilik teorisi için kesin bir çözümdür. Maddesiz anizotropik bir evreni
tanımlar (yani, bir vakum çözeltisidir); herhangi bir uzay-zaman boyutunda D >
3 yazılabilir ve gravitasyonal kaosla güçlü bağlantısı vardır.
1922: Friedmann
yaptığı çalışmada genişleyen evren modelini kozmolojik sabit kullanmaksızın
ortaya koymuştur. Lemaître bu çözümü Büyük patlama'nın ilk modelini formüle
etmek için kullanmıştır. Evrenin genişlediğine dair gözlemlerden sonra,
Einstein, kozmolojik sabiti, hayatının en büyük hatası olarak tanımlar.
1922: Friedmann
denklemleri: Friedmann denklemleri, genel görelilik kapsamında homojen ve
izotropik modellerde evrenin genişlemesini belirleyen denklemlerdir. Evrenin
yoğunluğu, yeterince büyük bir hacim göz önüne alınarak ve gözlenen kütle
ölçülerek bulunur. Bu kütleyi belirlemek için, bu hacim içinde gözlenen parlak
galaksiler sayılır ve bu sayı ortalama bir galaksinin kütlesiyle çarpılır.
1929: Edwin
Powell Hubble evrenin durağan olmadığı, genişlediği şeklinde bir çalışma yaptı.
Bu süre zarfında genel görelilik merak uyandıran bir kuram olarak kalır. Özel
göreliliğin yasaları ile uyumlu olması ve Newton kuramının açıklayamadığı bazı
etki-lere cevap getirmesi nedeni ile açıkça Newton kütle çekime karşı bir
üstünlüğü vardır.
1935: Milne
modeli: Milne modeli, Edward Arthur Milne tarafından önerilen özel bir
görelilikçi kozmolojik modeldir. Matematiksel olarak sıfır enerji yoğunluğu sınırındaki
FLRW (Friedmann–Lemaitre-Robertson–Walker) modelinin özel bir durumuna eşdeğerdir.
Milne modeli ayrıca düz Minkowski uzayının basit bir yeniden parametresizleştirilmesi
olan Rindler uzayına benzer.
1937: van Stockum
tozu (dust): Genel görelilikte, 'van Stockum’tozu’ Einstein alan denklemlerinin
silindirik simetri ekseni etrafında dönen tozun oluşturduğu yer çekimi alanı
için kesin sonucudur. Tozun yoğunluğu eksenden uzaklıkla beraber arttığı için
çözüm oldukça yapay olmakla kalmaz, aynı zamanda genel görelelikteki bilinen en
basit çözümlerden biridir. Bu çözüm ismini Willem Jacob van Stockum’dan
almıştır; Cornelius Lanczos'un 1924 yılında keşfettiği olayın bağımsızlığını
yeniden keşfetmiştir.
1949: Gödel
metriği: Gödel metriği, Einstein alan denklemlerinin tam bir çözümü olup stres-enerji
tensörü iki terim içerir; bunlardan birincisi, dönen toz partiküllerinin homojen
bir dağılımının madde yoğunluğu (toz çözeltisi) ile, ikincisi sıfır olmayan-kozmolojik
sabitle ilişkilidir.
1951: Taub–NUT
uzayı: Taub – NUT metriği Einstein denklemlerine tam bir çözüm getirmiştir. Dönen
bir kara deliğin metriğini bulmak için ilk girişim olarak kabul edilebilir.
Bazen genel görelilik çerçevesinde formüle edilmiş homojen fakat anizotropik
kozmolojik modellerde de kullanılır.
1959: Arnowitt-Deser-Misner
biçimselciliği: Richard Arnowitt, Stanley Deser ve Charles W. Misner tarafından
geliştirilen ADM biçimselciliği genel görelilik için bir Hamiltonyen
formülasyondur. Bu formülasyon hem kuantum kütleçekimi ve hem de sayısal
görelilikte önemli bir rol oynar.
1962: pp-dalgası:
pp-dalgaları, Jürgen Ehlers ve Wolfgang Kundt tarafından tanıtılmış, genel
görelilikte Einstein'ın alan denkleminin kesin çözümlerini veren önemli bir buluştur.
pp terimi paralel yayılımlı düzlemsel dalgalar anlamına gelir.
1960 ve 1975 yılları
arası: Bu yılar, Genel görelilik kuramının altın çağlaını yaşadığı zaman
aralığıdır; bundan sonra Genel görelilik teorik fiziğin ana dallarından biri
olarak kabul görmüştür.
1963: Kerr
metriği: Kerr metriği Karl Schwarzschild'le tarafından keşfedilmiştir; yüksüz,
küresel bir simetrik frame’deki uzay geometrisini açıklar. Kerr metrik genel
görelilik Einstein alan denklemlerinin tam bir çözümdür.
1965: Kerr-Newman
metriği: Kerr–Newman metriği genel relativitide yüklü, dönen kütlelerin
çevresindeki uzay-zaman geometrisini tarif eden Einstein–Maxwell denklemlerinin
çözümüdür.
1987-1999: Baumgarte-Shapiro-Shibata-Nakamura
biçimselciliği: BSSN biçimselciliği, 1987-1999 yılları arasında Thomas W.
Baumgarte, Stuart L. Shapiro, Masaru Shibata ve Takashi Nakamura tarafından
geliştirilen genel göreliliğin bir biçimidir. 1950'lerde geliştirilen ADM
(Arnowitt-Deser-Misner) formalizminin bir modifikasyonudur
26 Temmuz 2019
GERİ
(yasalar)
GERİ
(gravitasyon ve görelilik)
