Ders Anlatım Eğitim Blogu,Öss,Sbs,Dersler

fizik, kimya, biyoloji, ingilizce, öss, sbs, öğretmenler

Kuvvetler 2 kısma ayrılır. Bunlar:

1) İç kuvvet

2) Dış kuvvet

İÇ KUVVET:

Bir cisme (çubuğa) tesir eden eden dış yükler cisimde iç kuvvetler meydana getirir. Cismin çeşitli parçaları arasındaki etki ve tepkiden ibarettir. Mukavemette, cismi parçalara ayırarak ve her parçayı birbirinden bağımsız ayrı düşünmek gerekir. Bundan dolayı, cismin parçalarından, birinden diğerine geçen tesirlerin düşünülmesiyle iç kuvvet ortaya çıkmaktadır. Bu iç kuvvetlerin cisim ağırlık merkezine indirgenen bileşkeleri ve dış kuvvetler beraber kesitin bir tarafındaki dengeyi sağlar. İç kuvvetler, R bileşke kuvvet ve M bileşke momenttir. R bileşkesinin kesite dik bileşenine normal kuvvet, kesit içindeki bileşenlerine yatay Tx ve düşey de Ty kesme kuvvetleridir. M bileşke momentinin kesite dik bileşenine Mb burulma momenti, kesit içindeki bileşenlerine Me eğilme momenti denir.
y

İç kuvvetler:

Kesit içinde yayılır.
Tamamen kesit içindedir. Kesit dışına çıkmaz.
Tesir ve zıt tesir prensibine dayanır. Doğrultu ve şiddeti aynı yönü zıttır.
DIŞ KUVVET:

Dış kuvvetler bir cisme diğer cisimler tarafından yapılmış etkilerdir. Bu etkiler veya tepkiler 2 kategoriye ayrılır:

a) Doğrudan doğruya belirli kuvvetler

b) Bağ kuvvetleri (Mesnet reaksiyonları)

Birinci gruptaki kuvvetler bilinen verilmiş kuvvetlerdir. Diğer gruptakiler ise cisimlerin arasındaki bağdan doğar. Mekanikte bağ kuvvetlerine genelde mesnet reaksiyonları adı verilir.

GERİLME
İç kuvvetin ana özelliklerinden birisi de, kesit yüzeyi boyunca sürekli bir şekilde dağılı olmasıdır. Yüzeye dağılı iç kuvvetin herhangi bir noktada dağılma şiddetini belirtmek için o bölgede birim alana isabet eden değerinin verilmiş olması gerekmektedir. Bu şiddete gerilme denir. Genelde kesitin herhangi bir noktasında gerilme vektörünün doğrultusu o noktadaki yüzey elemanının normal doğrultusundan farklıdır. Bu gerilmeye eğik gerilme (R) adı verilir. Yüzeye eğik olan gerilmenin 2 bileşeni mevcuttur. Yüzeye dik gerilmeye s normal gerilme, yüzey içindeki bileşenine de t kayma gerilmesi denir. Eğer R gerilme vektörü, n normali ile çakışırsa, t=0 olur. Bu halde gerilmeye asal normal gerilme denir.Dış kuvvetlerin tepkisinden çubuğun bir noktasındaki maksimum gerilme hesaplanır. Bunun için önce kesit içindeki bileşke kuvvet kesit tesiri hesaplanır. Bu kuvvetten gerilmelere geçilir. Gerilmelerin boyutu kuvvet/alan olup çoğu zaman kg/cm2 veya kg/mm2 ile ölçülür.

Gerilme = Kuvvet / Alan
t = Kesit içindeki bileşeni t R
( Kayma Gerilmesi )
s = Kesite dik bileşen
( Normal Gerilme )
s N
s = N / F

N = Normal Kuvvet

F = Kesit Alanı
GERİLME HALİ
Gerilme için bir kesit elemanı seçmek gerekmektedir. Buna göre, bir noktadan geçen , çeşitli durumlarda yüzey elemanları düşünülebilmektedir. İç kuvvetler alan değişmesiyle değişir. Ayırma yüzeyi açısı değiştikçe gerilme değişir. Aynı nokta için her defasında başka bir gerilme bulunacaktır. Kısaca, n değiştikçe R gerilme vektörü ona bağlı olarak değişecektir. Mukavemette bir noktadan geçen bütün yüzey elemanlarındaki gerilmeleri belirtmek için, verilmesi gerekli değerlerin hepsi birden, tek bir büyüklük olarak düşünülür ve o noktanın gerilme hali denir. Bunu da, dört yüzlü dengesi ile anlatabiliriz.

R

farklı yüzüne it P1, P2, P3 gerilmeleri verilmiş ise, denge esasından, dördüncü yüze ait R gerilmesini bunlar cinsinden hesaplamak mümkündür. Verilmesi gerekli büyüklükler P1, P2, P3’ün bileşenleri olan dokuz skalerden ibarettir. Buradan,

R = f (P1, P2, P3 ) gibi ifade edilebilir.

P3

Gerilme hali tarifinden anlaşılacağı gibi, bu hal, dokuz koordinatlı bir büyüklük oluyor demektir. Fakat, bazı özel durumlarda daha az sayı ile tarif edilebilmektedir. Bundan dolayı gerilme hallerini üç sınıfa ayırmak mümkündür:

1) Bir eksenli gerilme hali

2) İki eksenli gerilme hali

3) Üç eksenli gerilme hali

1)BİR EKSENLİ GERİLME HALİ

Bir noktadan geçen bütün yüzey elemanlarının gerilme şiddeti farklı olduğu halde doğrultuları sabittir. Yani, bir eksenli gerilmede başka başka kesit alınması halinde gerilme vektörü aynıdır. Doğrultu aynı olup, şiddetler değişir.

q açısındaki düzlemdeki gerilmeyi hesaplamak istersek, yüzeye eğik olan bu gerilmeyi yüzeye dik ve paralel bileşenlere ayırıp, normal gerilme ve kayma gerilmesini hesaplamış oluruz. Birbirine dik yüzdeki normal gerilmeler farklıdır. Birbirine dik yüzdeki kayma gerilmeleri şiddetleri aynı, yönleri zıttır.

Gerilmeler,

s1 = P / F , F’ = F / Cosq

s = P / F’ = P / (F / Cosq ) = ( P / F ) * Cosq = s1 * Cosq

s = s1* Cos2q

t = -s1 *Sinq * Cosq

Normal gerilme ve kayma gerilmeleri için belli bir işaret formülü vardır. Normal gerilmenin yönü kesitin normali ile aynı ise (+) kabul edilir. Zıt yönler (-) kabul edilir. Kayma gerilmesi için dış normal, matematikte pozitif sayılan yönde 90° döndükten sonra t ile aynı yönde ise böyle kayma gerilmesi (+) işaretli kabul edilir.

2)İKİ EKSENLİ GERİLME HALİ

İki doğrultuda gerilme etkisinde bulunan bir cismin şeklini görmekteyiz. Burada gerilmeleri ayrı ayrı doğrultulardaki gerilme toplamı şeklinde düşünebiliriz. Yani,süper pozisyon yaparsak iki eksenli gerilme halinde olan cisimde herhangi bir q açısı için gerilmeleri buluruz. Bunun için herbir durumdaki gerilme halinde q eğimli yüzeyde meydana gelen gerilmeler bulunup toplanır.

s = s’ + s” ve t = t’ + t”

s’ = s1* Cos2 q ve t’ = -s1* Sinq * Cosq

s” = s2 * Sin2q ve t” = s2 * Sinq *Cosq

Herhangi bir noktadaki q eğimli yüzeyde gerilme,

s = s1* Cos2 q + s2 * Sin2q

t = -s1* Sinq * Cosq + s2 * Sinq *Cosq

3)EKSENLİ GERİLME HALİ

Alttaki şekilde görüldüğü üzere cisim birbirlerine dik üç doğrultuda çekmeye maruzdur. Cisimde üç eksende s1, s2, s3 gerilmeleri mevcuttur.

Bu doğrultulara göre eğik haldeki bir ABC kesitindeki P gerilme vektörünü hesaplayabiliriz. Kesitin normal vektörü n ve bunun x,y,z takımındaki koordinatları l,m,n olarak verilmiş olsun. Buradan, l2 + m2 + n2 =1 yazabiliriz. P gerilme vektörünün aynı takımdaki koordinatları p1, p2, p3 ile gösterelim. P vektörü,

P = ( s12 * l2 + s22 * m2 + s32 * n2 )1/2 = ( p12 + p22 + p32 )1/2

Herhangi bir kesitteki gerilmeleri denge denklemleri yardımı ile s1, s2, s3 gerilmeleri cinsinden hesaplayabiliriz. Kesitte kayma gerilmesi sıfır ise kesite asal kesit denir. Asal kesitteki normal gerilmelere asal normal gerilmeler denir. Burada da O noktasındaki üç eksenli gerilme halini tamamen karakterize eden s1, s2 ve s3 değerlerine asal normal gerilmeler ve bunların etkidikleri kesitlere de asal kesitler adı verilir.

ABC kesitindeki normal gerilme,
s = p * n = l*p1 + m * p2 + n * p3 = s1 * l2 + s2 * m2 + s3 * n2

Aynı kesitteki kayma gerilmesinin değeri ise,

t2 = p2 – s2 = l2 * m2 * (s1 – s2 )2 + l2 * n2 * (s3 – s1 )2 + m2 * n2 (s2 – s3 )2

olarak bulunur.

Sesin Yayılma Hızı:

1-Ortamın cinsine bağlıdır: Ses en hızlı katılarda, sonra sıvılarda, en yavaş da gazlarda yayılır.

2-Ortamın sıcaklığına bağlıdır: Sıcaklık arttıkça sesin yayılma hızı da artar. Sesin havadaki hızı, 0oC de V=331 m/s ve 20o C de V=344 m/s dır.

3-Ortamın yoğunluğu arttıkça, sesin yayılma hızı da artar.

SESİN ÖZELLİKLERİ

1-Sesin Şiddeti:

Ses kaynağına yapılan etkinin artması ile birlikte çıkardığı sesin şiddeti de artar.
Ses kaynağından uzaklaştıkça sesin şiddeti artar.
Sesin şiddeti debisel (dB) adı verilen birimle ölçülür.
30-60 dB arasındaki sesler normal şiddetteki seslerdir. Şiddeti 60 dB den fazla olan sesler rahatsız eder.
Ses dalgası molekülleri yayılma doğrultusunda titreşirler. Bu nedenle ses dalgaları boyuna dalgalardır.

2-Sesin Yüksekliği:

Ses kaynağının 1 sn deki titreşim sayısına sesin frekansı denir. Frekans, sesin yüksekliğinin ölçüsüdür.
Kaynağın frekansı büyükse ince (tiz), küçükse kalın (bas) ses çıkar.
Titreşen telin frekansı şunlara bağlısdır:

Telin boyu arttıkça frekans küçülür, ses kalınlaşır.
Tel kalınlaştıkça frekans küçülür, ses kalınlaşır.
Telin gerginliği arttıkça frekans büyür, ses inceleşir.
Telin cinsine bağlıdır.
Frekans, (titreşim/saniye) olarak belirtilir.
Sesin ortamda yayılma frekansı, kaynağın yayılma frekansına bağlıdır.
Kulağımız 20 s-1 ile 20000 s-1 frekanslı sesleri duyabilir.

3-Sesin Tını:

Her ses kaynağı kendine özgü ses çıkarır. Bir sesin hangi kaynaktan çıktığını tanıtan özelliğine ses tınısı denir.

Rezonans:
Ses dalgaları sert engele çarparak ışıktaki gibi yansımaya uğrar.

Sesin yansıma özelliğinden yararlanarak deniz ve okyanusların derinliği ölçülebilmektedir.

Soru:Sesi az geçiren maddelerin ortak özellikleri nelerdir?

Cevap: a) kalınlıkları ve yoğunlukları fazladır.

b) Esneklikleri azdır.

c) Yüzeyleri pürüzlüdür.

Gökyüzü binlerce yıldır tutkunu olduğu muz ve anlayabilmek uğrunu büyük gayretler sarf ettiğimiz meraklarımızın basında gelir, insanoğlu, başının üstündeki o sonsuz ve bir o kadar da gizemli uzayı tanıyabilmek için elinden gelen tüm imkanları seferber etmiş, geliştirdiği dürbünlerle, teleskoplarla, uydularla uzayın derinliklerinde ne olup bittiğinden haberdar olmaya çalışmıştır. Araştırmaları süresince, evrendeki konumunun ne olduğu konusunda bir karara varabilmiş, bunun yanında gittikçe artan yeni sorunlarla karşı karsıya kalmıştır.

Bugün, artık devasa bir evrende herhangi birinden pek farklı olmayan bir galakside ve küçük sayılabilecek bir yıldızın çevresinde hayatımızı devam ettirmeye çalıştığımızı biliyoruz. Yine sunun da farkındayız ki, en gelişmiş aletlerimizle ancak uzayın çok küçük bir bölümünü izleyebiliyoruz. Fakat buna rağmen, evrende bulunan maddenin yoğunluğu, kainatın ve dünyamızın yaşı, big-bang’le evrenin nasıl oluştuğu gibi birçok kozmolojik sorunu açıklayabilecek derecede fikir sahibiyiz.

Evrendeki olayları, zaman zaman gözlemlerimizden hareketle bazen de ortaya attığımız kuramlarla açıklamaya çalışırız. Bu durumda, evrende olup olmadığını bilmediğimiz bir takım sonuçlara da varabiliriz. İşte karadelikler de varlığı konusunda hiçbir şey bilinmeden, bütün matematiksel açıklamaları ve teorileri elde edilmiş nadir konulardan biridir.

İlk defa 1969′da Amerikalı J. Wheeler tarafından adlandırılan karadelikler sonsuz yoğunlukta madde taşıyabilen gök cisimleridir. Güneş’ten yüzlerce kere daha büyük olan yıldızlar, yaşamlarının sonunda o kadar küçülürler ki bir nokta kadar boyutsuz, hacimsiz bir yapıya bürünebilirler. Öyle ki, bu yapıdan bir çay kaşığı kadar almaya kalksanız: tonlarca maddeyi taşımanız gerekir. Bu yoğun ve kavranılması güç oluşumlar, karadeliklere çok yoğun ve etkili bir çekim alanı kazandırır. Nitekim, A.Einstein’ın özel relativite teorisinde belirttiği “evrendeki en yüksek hıza sahip ışık” bile karadeliklerin yeterince yakınına geldiğinde bu güçlü kütle çekimine yenilerek, karadelikler tarafından yutulur. VVheeler, hiç şüphe yok ki, üzerine gelen ışığı yutabildi-ğinden dolayı karadeliklere bu ismi vermişti.

Karadeliklerin gözlemlenmesi

Karadelikler, üzerlerine gelen her maddeyi ve ışığı kolayca emebildiklerinden dolayı hiçbir zaman doğrudan gözlenemezler. Çünkü, bir cismi görebilmemiz İçin, ancak ondan bize ışık ışınlarının gelmesi gerekir. Bir karadelik ise, uzaydaki gaz ve tozları toplarken çevresindeki uzayda bir takım değişiklikler yapar. İste. onları bu etkilerinden yararlanarak, dolaylı yoldan gözleyebiliriz.

Karadeliklerin gözlemlenebilirle yöntemlerinden biri, çevresinde yarattığı çok güçlü çekimsel alandan geçen ışığın, sapmasının Ölçülmesidir. Kuvvetli çekim alanlarından gecen ışık ısınları, bildiğimiz doğrusal yolundan sapar. Bu ilke. gerçekte yıldız, gezegen, nebula gibi uzayda bulunan büyük kütlelerin, bulundukları yerlerde kütlelerinin büyüklüğüne göre. göremediğimiz ancak teorik ve deneysel olarak bilinen eğrilikler, çukurluklar oluşturmasından ileri gelir, Sözgelimi. Güneş’in çevresinde bu eğrilik çok az olduğundan, ışık 1.64 sn’lik bir acı farkıyla eğilir. Ama bunu karadelikler için düşündüğümüzde, saptırıcı etkinin çok daha büyük olduğunu görürüz. Bir karadeliğin arkasında bulunan bir yıldızdan çıkan ışının bize ulaşabilmesi için O en az iki yolu vardır. İşık ısınlarının her biri. karadeliğin bir yai nından gelmek üzere ayrılarak bize ulaşırlar. Dolayısıyla biz. bir yıldızı ikiymiş gibi görürüz. Bu olaya “çekimsel mercek” etkisi denir.

Karadeliklerin araştırılmasında en verimli yöntem, uzaydaki gaz ve toz zerrelerinin karadelik tarafından emiliminin saptanmasıdır. Bir karadeliğin çekimine kapılan gazlar, çok kuvvetli x -ışını ışıması yapar. Bu ışının çok uzaktan algılanabilmesi İçin de. karadeliklerin ancak yıldızlararası gaz ve tozların bol olduğu bölgelerde aranması gerekir. Böylece, bir karadeliğin gözlenebilmesi için en ideal konumun, yıldızların hemen yanı olduğu anlaşılır.

1970′de Amerika’nın uzaya gönderdiği bir x-ısını uydusu olan “Uhuru” uzaydan ilginç bir takım veriler elde etti. Daha bir yılını doldurmamıştı ki Uhuru, Kuğu takımyıldızının en parlak yıldızı olan Cygnus x-l’de çok yoğun x-ışını yayılımı buldu. Cygnus x -l saniyede bin kereden fazla titreşiyordu. Bu da sözü edilen ışık kaynağının boyutlarının, beklenenden çok daha küçük olduğunu gösteriyordu. Dikkatle yapılan gözlemlerin sonunda: bu yıldızın HD226868 tarafından beslenen bir karadelikti. Teorilerin, yıllar önce öngördüğü sonuçlar, gerçekleşmişti.

İzleyen yıllarda, uzaya bir çok x-ışını uydusu gönderildi. Bu uydular da 339 ayrı x-ısını kaynağı hakkında bilgi toplayan Uhuru’nün izinden giderek, bize evrenin x-ısmı haritasını çıkardılar. Bu haritada özellikle Circu-nus x-l. GK339-4 ve V861 Scorpii karadelik olarak kabul edilen ilk gök cisimleridir.

Eğri uzay zamanın anlamı

Einstein 1905 ve 1915 yıllarında ortaya attığı özel ve genel görelilik kuramlarıyla doğaya, maddeye, uzaya ve zamana farklı bir bakış açısı getirdi. Onun bu buluşlarıyla; belki de fizik, felsefe dalında en Önemli sınavını veriyordu. Birbiriyle İlintili olan bu kuramlara göre; hareket eden saatler yavaşlayabiliyor, cetvellerin boyları kısalıyor cisimlerin kütleleri, hızları dolayısıyla artabiliyordu. Einstein’ın yeni denklemleri Newton’un koyduğu klasik anlayışa, ancak ışık hızından çok küçük hızlarda uygunluk göstermekteydi.

Einstein. hep saatlere, cetvellere ve gözlemcilere bağlı olmayan evrensel bir çekim kuramı hayal ederdi ve Tanrı’nın, kendine bir keçi inadı ile İyi koku alan bir burun verdiğini söylerdi. Gerçek şu ki; O’nun bu özellikleri amacına ulaştırmıştı.

Genel görelilik kuramı, kütle çekiminin nasıl islediğini anlatır. Ama bunu yaparken; hiçbir zaman çekimi bir kuvvet olarak düşünmez. Bunun yerine, cisimlerin çevresindeki çekim alanlarının, uzay ve zamanın bükülmesi sonucu oluştuğunu söyler. Cisimler, içerdikleri kütlelerine oranla uzayda çukurluklar oluşturur. Ve zamanın akışını yavaşlatır. Ancak uzayın derinliklerinde, tüm çekim kaynaklarından uzakta, uzay ve zaman tam anlamıyla düzdür. Çekim alanının gücü arttıkça uzay-zaman eğriliği de artış gösterir. Bütün bunlardan çıkan sonuç şudur: Madde uzay-zamanın nasıl eğileceğini, uzay-zaman da maddenin nasıl davranacağını belirler.

Uzay-zaman düşüncesine somut bir örnek olarak sunu verebiliriz: Ilık bir yaz gecesi uzaya baktığınızı düşünün. Binlerce yıldız, gözlerinizin önüne serilmiştir. Bize en yakın yıldızlardan olan Sirius’a gözlerimizi kaydırdığımızı haya! edelim. Sirius. güneş sistemine yaklaşık 8,5 ışık yılı uzaklıktadır. Bu ise; o yıldızdan çıkan bir ışık ışınının gözümüze ancak 8,5 yıl sonra ulaşabildiğini bize anlatır. Yani yıldıza bakmakla onun 8,5 yıl önceki halini görmekteyiz. Ya 250 milyon ışık yılı uzaklıktaki bir galaksiyi gözlemlediğimizi düşünsek? Tahmin edersiniz ki; galaksinin yeryüzünde dinazorların hüküm sürdüğü devirlerdeki görüntüsünü algılarız.

Sonuç olarak, yıldızlara bakmakla uzayın zamandan ayrı düşünülemeyeceğini kavrarız. Çünkü, gökyüzünü incelerken, aslında evrenin geçmişine bakmaktayız. İşte. birbirinden ayrı olarak düşünmediğimiz bu dört boyutlu anlayışa (en. boy. yükseklik, zaman) uzay-zaman denir. Nasıl, bir cetvel uzunluğu ölçüyorsa . kolumuzdaki saat de zaman yönünde uzaklığı ölçer.

Einstein. kuramın matematiksel ispatı yanında bir de deney önerdi. O’na göre Güneş de ışığı belli bir oranda saptamalıydı. 1919′da bir Güneş tutulması esnasında, uzaydaki konumu önceden bilinen bir yıldız üzerinde gözlem yapıldı. Gerçekten de. yıldızın ışığı Güneş’in yanından geçerken: uzay-zaman eğriliği nedeniyle önceki konumundan daha açıkta görülüyordu. Gözlem sonunda elde edilen sayılar da teorik hesaplarla bulunana yakındı. 60 yıl boyunca tekrarlanan diğer deneyler de Einstein’i haklı çıkardı. Günümüzde de çok hassas aletler yardımıyla, uzayda yapılacak bir deney düşünülüyor. Dünyanın dönme ekseninin bulunduğu düzlem üzerine, yaklaşık 640 km yüksekliğe yerleştirilecek GP-B kütle çekim aracı en hassas uzay-zaman gözlemini yapacak.

Görelilik kuramı, uzayın eğriliğine bağlı olarak zamanın da akışının yavaşlayacağını belirtir. Uzayda, eğim ne kadar fazlaysa o bölgede aynı oranda. zaman yavaş işler. Eğimin en fazla olduğu yerler de gök cisimlerinin merkezleridir. Merkezden uzaklık arttıkça zamanın büzülmesi de azalır. Çok katlı bir binanın zemin katı ile en üst katı arasındaki zaman farkı ilk defa 1960′da ölçülebildi. Günümüzde isg, en hassas saatler olan atom saatleriyle yapılan çeşitli deneyler de bu ilkeyi destekledi.

Karadeliklerin yapısı ve çeşitleri

Yıldızların sonları, içerdikleri kütlelerine göre tespit edilir. Kütlesi Güneş kütlesinin yaklaşık 1,5 katından aşağı olan yıldızlar, yapılarında bulunan hidrojeni önce helyuma sonra da helyumun tamamını karbon ve oksijene çevirerek yakarlar. Artık yıldızın tüm enerjisi bitmiş ve yıldız beyaz cüce haline gelmiştir. Beyaz cüceler oluşurken, atomlar öyle büyük kuvvetlerle sıkışır ki, çekirdeğin etrafında dolanan elektronlar, çekirdeklerinden ayrılırlar. Yıldız dünyamızın boyutlarına değin küçüldüğünde, elektronlar uygulanan yüksek basınca karşı koyar ve yıldızın artık daha çok büzüşmesini önlerler.

Güneş kütlesinin 1,5 katından büyük kütleli yıldızların sonu ise uzun süren araştırmalardan sonra cevaplanabilmiştir. 1928 yılında, fizik doktorasını yapmak için İngiltere’ye doğru yola çıkan Hintli bilimadamı Chandresekhar, bir ay süren gemi yolculuğu süresince kamarasına kapanıp çalışarak çok ilginç bir buluş elde etti. Chandresekhar’a göre eğer bir yıldızın kütlesi. Güneş’in yaklaşık 1.5 katı ve daha fazlasıysa bu yıldız büzülmeye başladıktan sonra beyaz cüceden daha da küçülüp çok yoğun hale gelebilirdi. Ama genç araştırmacıların fikirlerini kabul ettirebilmesi zordu: nitekim Sir Eddington, yıldızın bu katlar küçülmesine doğanın izin vermeyeceğini söyleyerek Chandresekhar’ın çalışmasını geri çevirmiştir. Zaman geçtikçe, gene araştırmacı haklı çıkacak ve reddedilen bu çalışmasıyla bir nobel ödülü alacaktı. Aynı vıilar-da Rus fizikçi Landan da aynı konu üzerinde çalışmaktaydı. O, biraz daha şanslıydı ve çalışmasını bir dergide yayınlatabildi. Amerikalı Openheinmer, öğrencisiyle hazır

ladığı “sürekli kütle çekimsel büzülme “adlı makalesinde. Landau’nun eksikliklerini de düzelterek problemin üstesinden gelir. Buna göre sözü edilen kütlede bir yıldız:ömrünün sonuna gelirken,beyaz cücelerin elektron basıncı sonucu yakamadığı karbon-oksijen zengini katmanını da tepkimeye sokabilir. Çünkü bu denli büyük kütle nedeniyle oluşan basınç, yıldızın sıcaklığını 700 milyon dereceye kadar yükseltebilir.

Ard arda oluşan diğer tepkimeler sonunda; yıldız silikon ve demir zengini bir kütleye dönüşür. Artık demir, merkezdeki sıcaklık ve basınç ne olursa olsun termonükleer tepkimeye giremez. Bu halde, yıldızın atomundaki eksi yüklü elektronlarla, artı yüklü protonlar birleşerek yüksüz nötronları oluştururlar. Oluşan bu nötronlar daha az yer kapladıklarından yıldız, çok çok güçlü ışın yayan ani bir çökme evresinden geçer. Bu çökme anında yayılan enerji o kadar fazladır ki; yıldızın doğumundan o ana kadar ki yaydığı toplam enerjiye denktir. Daha sonra şiddetli bir patlama duyarız. Çünkü yıldız, tümüyle parçalanmış ve süpernova olmuştur. Bu patlamadan arta kalan ise sadece nötronca zengin bir “nötron yıldızı”dır.

Oppheimer, nötron yıldızının yukarıda saydığımız özellikleri üzerinde çalışırken bir an, incelediği yıldızın kütlesinin Güneş kütlesine göre 2.5 katı ve fazlası olduğu durumu düşündü. Hiçbir doğa kuvveti, böyle bir yıldızın basıncını dengeleyemezdi. Saniyeler içinde: elektronlar, nötronlar ve protonların birbiriyle karışması sonucu, yıldız daha fazla küçülüp. uzayı diğer gök cisimlerinden daha çok eğerdi. Bunun sonunda, küçülme o kadar an-lamsızlaşır ki artık ortada ne nötron, elektron, kuark ne de madde vardır. Sadece, boyutsuz bir nokta olan “tekillik”vardır orada…İşte karadelikler…

Çökme sonucu uzay-zaman eğrileri o kadar artmıştır ki. artık yıldıza ilişkin hiçbir şeyi algılayamadığımız an; yıldızın, “olay ufkunun” altında kaldığını kabul ederiz. Olay ufku bizim, hiçbir fiziksel incelemede bulunamadığımız uzay parçasıdır. Çünkü olay ufkundan ötesini, bizim yasalarımızla açıklayamayız. Adeta başka bir evrendir orası ve orada ne olup bittiğini bilmenin bir yolu yoktur. Bir yıldızın olay ufku ,yıldızın çökmeden önceki kütlesiyle yakından ilişkilidir. Örneğin, kütlesi. Güneş’in kütlesinin 10 katı olan bir yıldız, çapı 60 km olan bir olay ufkuna sahiptir. Kütle arttıkça, olay ufku da genişler.

Buraya kadar ki anlattıklarımıza bakılırsa, aslında bir karadeliğin çok basit bir yapısının olduğu anlaşılır. Olay ufkuyla çevrelenmiş bir tekillik… Hepsi bu kadar! Bunun yanında, karadeliğin gerçekten boş olduğunu hatırlamak gerekir. Orada, ne atomların, ne kayaların ne de uzaydaki gaz ve toz bulutlarının İzine rastlanmaz. Yıldızı oluşturan tüm madde; karadeliğin merkezindeki tekillik noktasında yok olmuştur. Elimizde kalan tek şey, sonsuz eğilmiş uzay-zaman’dır.

Einstein, önceleri her ne kadar görelilik kuramıyla uzayda çok yoğun maddelerin varolamayacağını İspatlamaya çalıştıysa da, kıvrak zekasının yanıldığı bir nokta da bu olmuştu. Kuramının öngördüğü etkiler, karadeliklerin yakınında inanılmaz boyutlarda artış gösterir. Örneğin, kütle çekiminin yeryüzünde zamanı yavaşlattığı biliniyorken. karadeliğin olay ufkunda zaman tümüyle durmaktadır. Eğer. korkusuz bir astronotun karadeliğe doğru ilerlediğini düşünürsek: O’nun saatinin bizimkine göre yavaş çalıştığını farkederiz. Olay ufku geçildiğinde ise. zaman sonsuza değin duracak fakat astronotun bundan haberi olmayacaktır. Çünkü kendi vücut faaliyetleri de aynı oranda duracaktır, Bu uzun adamının haberdar olacağı bir şey varsa; o da ışık hızıyla karadeliğin tekilliğine doğru çekildiğidir.

Günlük yaşantımızda, uzayın üç boyutunda (aşağı-yukari: sağa-sola; ileri-geri hareket etme serbestliğine sahibiz ama istesek de istemesek de beşikten mezara doğru bir zaman akışımız vardır. Karadeliğin çevresindeki olay ufkunun içinde ise “zaman içinde” hareket etme özgürlüğü kazanırız ama uzay boyutlarında hareket özgürlüğümüzü yitiririz. Tekilliğe doğru çaresizce çekiliriz.

Acaba bu kozmik elektrik süpürgelerini yalnızca maddesel yoğunluk mu etkiler? Doğada, sadece kütle mi onların yapısında söz sahibidir? Karadelikler. yapılarına göre üç kısımda incelenir: Maddesel, elektriksel ve dönen karadelikler…

Maddesel karadelikler çevrelerindeki maddeleri yutarken herhangi bir elektrik yükü taşımazlar ve çevrelerinde dönmezler. Böylece; yüksüz, durağan karadelik yalnızca tekilliği çevreleyen, bir olay ufkunda oluşur. İlk denklemlerini 1916′da Alman gökbilimci K.Schwarzchild in yazdığı bu karadeliklere “Schwarzchild karadelikleri” de denir. Karadeliklerin, yuttuğu maddeye oranla olay ufuklarını genişlettiklerini biliyoruz. Bu da karadeliğin daha güçlü çekini alanına sahip olmasına neden olur. Madde yuttukça güçlenen karadelik. cisimlerin niteliğine bakmadan. sonsuza değin onları geri salmaz. Ancak olay ufkunun incelenmesiyle, bir karadeliğin kütlesi hakkında fikir sahibi olunabilir.

Şimdi de Schwarzchid karadeliğine bir elektron düştüğünü düşünelim. Bu durumda karadelik elektrik yüküyle yüklenir. Yüklenme arttıkça da tekilliğin çevresinde ikinci bir olay ufku oluşur. Böylece karadeliğin çevresinde, zamanın durduğu iki yeri rahatlıkla gösterebiliriz. Elektrik yükü arttıkça iç olay ufku büyür, maddesel (dış) olay ufku ise küçülür. İki olay ufku çakıştığı an: karadelik alabileceği en fazla elektrik yükünü almış demektir. Bu durumda daha çok elektrik yüküyle zorlarsanız, olay ufkunun dağıldığı ve geriye çıplak tekilliğinin kaldığı bir karadelik elde edersiniz. Bu görüşler ilk kez 1916-18 yıllan arasında Alman H. Reissner ile Danimarkalı G- Nordstron tarafından ortaya atıldı. Bundan dolayı, elektrik yüklü karadeliklere çoğu kez; “Reissner-Nordstron Karadelikleri”. denir. Bunların varlığı kuramsal olarak kabul edilse de uzayda gerçekten var olmalarını bekleyemeyiz. Nedeni ise, elektrik alanlarının, çekim alanlarından çok çok daha baskın olması ve karadeliğin; kendini elektrik yüküyle yüklerken, çevresinden gelen diğer yükler yardımıyla kısa sürede nötr hale getirilmesidir.

Gökyüzündeki hemen hemen tüm yıldızlar kendi çevrelerinde döner. Bunların dönme hızları, büyüklükleri nedeniyle çok küçüktür. Ama bu yıldızlardan herhangi biri çökerek karadelik haline gelirse dönme hızı da artıverir. Böylece bu dönme hareketleri, karadelikler için vazgeçilmez derecede önemli olur. Dönen bir karadelik. çevresindeki uzay-zamanı da sürükler. Bu nedenle ki böyle bir karadeliğin çevresine ışık demetleri gönderilirse; demetler tekilliğin çevresinde dönen uzay-zamanın akış yönüne göre değişik miktarlarda saparlar.

Bundan hareketle, karadeliğin toplam dönme miktarı ölçülebilir. Yine Schwarzchild karadeliği tipinde karadeliğin döndüğünü düşünürsek, tekilliğin çevresinde ikinci olay ufkunun oluştuğunu farkederiz. Dönen karadeliklerin uzay-zamanı sürüklemesini ve önemli özelliklerini Y. Zelandalı matematikçi P. Kerr tanımlamıştır. Dr. Kerr, 1963′de bir kütleye ve dönmeye sahip karadeliği tümüyle açıklayabilen denklemleri yazmayı başarmıştır. Dönen karadeliklere kısaca”Kerr karadelikleri” de denir. Tıpkı elektrik yüklü karadeliklerde olduğu gibi bunlarda da zamanın akmadığı iki olay ufku bulunur. Deliğin dönme hızının artması: İç olay ufkunu genişletir ve dış olay ufkunu daraltır. Karadelik maksimum hızında dönmeye başladığında ise iki olay ufku çakışır. Bu limit değerden yüksek hızlar için olay ufku kaybolur ve çıplak tekillik kalır.

Dikkat edilirse, elektrik yüklü karadeliklerle. dönen karadelikler arasında şaşırtıcı benzerlikler bulunur. Bunlardan en önemlisi ise her iki tipin de çift olay ufkuna sahip olmasıdır. Buna rağmen, aralarında farklılıklar da bulunur. Elektrik yüklü olanlarda tekillik yalnızca bir noktadan ibaretken dönen karadelik için tekillik bir halkadır. Halka tekillik, havada asılı duran bir yüzük gibidir ve karadeliğin dönme eksenine dik, ekvator düzleminde yer alır.

Durağan ya da elektrik yüklü bir karadeliğin merkezine giden biri. sonsuz eğrilmiş uzay zaman tarafından parçalanır. .Buna karsın, dönen bir karadelikte; tekilliğe dik (yüzüğün ortasından geçecek şekilde) yaklaşıldığında, eğilmiş uzay-zamandan etkilenmeden halka tekilliğin içinden geçiverirsiniz. Ama bu geçişle, çekim kuvvetinin itici olduğu “anti uzaya” girilir. Yani, elemanın yere değil, göğe düştüğü bir evrene !

Karadeliklerin tuhaf özellikleri

Herhangi bir yıldızın tanımlanabilmesi için: merkezinden yüzeyine değin gaz basınçlarının, madde yoğunluğunun, sıcaklığının ve kimyasal bileşiminin hakkında fikir sahibi olmak gerekir. Fakat, bu ayrıntılardan hiçbiri karadeliğin tanımlanmasına girmez. Bir karadeliği anlamak; onun sebep olduğu uzay-zaman eğriliğini incelemek demektir.

Önceki bölümlerde, yeterince büyük kütleli bir yıldızın, ölümünden sonra uzay-zamanı eğdiğini belirtmiştik. Uzun yıllar, bu eğilmenin fiziksel anlamı üzerine fikir yürütüldü. 1930′iarda, Einstein ve Rosen, uzay-zaman eğilmesinin, yıldız; karadelik haline geldiğinde maksimum olması gerektiğini söylediler. Onlara göre; oluşan bu eğrilik başka bir evrene açılmaktadır. Durağan karadelik-lerin bu özelliğine “Einstein Rosen Köprüsü” denir. Bu ikinci evren görüşüyle ilgili olarak çeşitli fikirler oluşturulabilir. Bir düşünceye göre. karadeliğin açıldığı ikinci evren, bizim evrenimizin uzak bir köşesidir. Eğer uzayın düz olduğu kabul edilirse, bu durumda oluşan delik daha çok bir elmanın içindeki kurdun yolunu andırır. Böylece, uzayda “kurt deliği” oluşmuş olur. Evrenimizde, birçok karadeliğin varolduğu düşünülürse: uzayın, birbiri içine geçmiş sayısız tünellerden oluşmuş olduğu anlaşılır.

Karadelikleri salt geometrik düşüncelerden yola çıkarak açıklamak, bir takım fantastik sonuçlara neden olur. Söyle ki; durağan bir karadeliğe düşen insan, tam olay ufkuna tekrar döndüğünde, matematiksel olarak kendisiyle tekrar karşılaşır. Çünkü orada zaman durmuştur. Bu gibi ilginçlikler bize, uzay-zamanın salt geometrik düşüncelerle açıklanamayacağını gösterir.

1960′ların sonunda, İngiliz matematikçisi R.Penrase, karadeliklerle ilgili uzay-zamanın tamamını anlatabilen bir yöntem geliştirdi. “Penrose çizimi” yöntemine göre: zaman dikey eksende ve uzaydaki uzaklıklar da yatay eksende alındığında, bir kareler sistemi oluşturulabilir. Karelerin iç kenarları her biri yatayla 45 derecelik açı yapacak şekilde çizilmiştir. Bu kenarlar, olay ufku olarak adlandırılır ve sadece ışık, bu çizgilerde hareket edebilir. Çizginin sağına geçebilmemiz 45 derecelik acıdan büyük olduğundan yasaktır. Çünkü o zaman ışık hızından fazla bir hıza sahip oluruz. Bu şartlarda ancak ışık hızından küçük hızlarla gidebileceğimiz yollan kullanabiliriz. 45 dereceden büyük her açı için. bir karadelik seyahati düşünülebilir. Seyahatimiz sırasında ola1; ufkunu geçersek: karadelik tekilliğine çarparız. Işık hızından büyük hıza ulaşamadığımızdan; durağan karadeliklerde kurt deliğinin öteki yüzüne çıkabilmemiz imkansızdır.

Elektrik yüklü ve kendi çevresinde dönen karadelikler için ise Penrase çizimi çok daha farklıdır. Çizimlerdeki temel farklılık bu karadeliklerin çift olay ufkuna sahip olmasından kaynaklanır. En kayda değer Özellikleri ise, iki olay ufkuna sahip olan karadelik-lerle, başka evrenlere geçebilme şansımızın teorik olarak bulunmasıdır. Başka bir deuisle: bu tipteki karadelikier v/ardımıyL-ı kurt deliğinin diğer ucundan fırlayabiliriz. Tabii ki: Penrose çizimlerinden çıkan bu tuhaf bilimkurgu bilgilerinin daha pek çok eksiklikleri vardır. Bu halde planlanan bir yolculuk denemesi; Nayagara Şelalesi’nclen bir fıçı içinde atlamaya benzer ki: bu da karadelik yolculuğu yanında çocuk oyuncağıdır.

Karadelikler de ölür

S. Hawking: “Samanyolu galaksisinde görünen 200 milyon yıldızdan daha fazla karadelik olmalı ki. galaksimizin niçin bu kadar hızlı döndüğü açıklanabilsin” demektedir. Gözümüzün önüne tüm uzayı getirdiğimizde bu kozmik oburların sayısının daha da kabaracağı açıktır. İnsanın, ister istemez su soruları sorası geliyor: Karadeliklerin bir sonu yok mu? Evrenimizin ölümü karadeliklerden mi olacak?

1971′de Hawking, karadelik oluşumunun yalnızca yıldız ölümüne bağlı olmadığını gösterdi. Herhangi, bir nesneye, bir protonun hacmine sığacak şekilde basınç uygulanırsa, minicik bir karadelik oluşabilir. Hawking. izleyen yıllarda. Oxford’un güneyindeki bir laboratuvarda, “karadelik patlamaları” konusunda bir konferans verdi. Herkesi hayrete düşüren “karadelikler dışarıya radyasyon yayıyorlar” sözü salonda serin rüzgarlar estirdi. Ünlü matematikçi J. Taylor, ayağa kalkarak;” Üzgünüm Hau’king. ama bunlar kesinlikle saçma!” diyerek bağırdı. Bugün “Haw-king Radyasyonu” olarak bilinen bu olgu; gerçekte kara-deliklerin. kuantum mekaniği çerçevesinde incelenmesinden elde edilmiştir.

İlk defa. 1932′cle D. Anderson tarafından bulunan pozitron (pozitif yüklü elektronlardan sonra artık; evrenimizde bulunan her bir parçacığın zıt yüklü bir esinin de varolduğu resmen ispatlanmış oldu. Parçacık hızlandırıcılarıyla, çok büyük enerjiler altında yapılan deneylerden sonra, evrenimizi oluşturan her bir parçacığın bir antiparçacığı olduğu: bunların bir araya gelmeleriyle enerjiye dönüşüp yok oldukları, gözler önüne serildi. Karadelikler gibi enerji bakımından çok yoğun olan ortamlarda da bu parçacık ve antiparçacıkların oluşabildikleri düşünüldü. Bu durumda; parçacıklar ve antiparçacıklar çok kısa anlar için birbirinden ayrılabilir ve bu çiftlerden biri. kendini, olay ufkunun dışında bulabilirdi. Artık bu parçacık, eşelinin karadelikte yok olması nedeniyle, evrenin her tarafına gidebilmekte özgürdür. Bu da bize radyasyon yayımı olarak görünür.

Karadelikten her ayrışan parçacık çifti, aynı zamanda onun enerjisinin bir kısmını da alıp götürür. Bu da “karadelik buharlaşması “dır. Hawking; buharlaşma ile karadeliğin kütlesi arasında bir ilişki olduğunu ortaya çıkardı. Karadelik küçüldükçe, parçacık yayınlama hızı artar, bu da kütlenin azalmasıyla, daha çok parçacığın açığa çıkmasına neden olur. Kütlesi gittikçe azalan karadelik, daha çok parça-cağın çekim alanından kaçmasına izin verir ve en sonunda milyonlarca atom bombasına eşdeğer korkunç bir patlamayla yok olur. Aslında; karadeliğin yuttuğu madde miktarı, radyasyondan büyük olacağından; Hawking en iyimser tahminle. Güneş kadar kütleli bir karadeliğin sonunda yıldan önce olamayacağını söylemektedir. Aynı şekilde, en erken yok olan karadeliklerin ömürleri ise. hesaplarla 10 milyar yıl olarak bulunur. Bu nedenle; kainatın ilk yıllarında oluşmuş olan çok sayıda minik karadeliğin günümüzde, yok olmalarını izleme şansımız vardır.

Zaman ilerledikçe, uzay hakkındaki bilgi dağarcığımız da genişliyor. Gelişmiş teleskop sistemimizle; karadelikler artık bize teorilerde olduğundan daha yakın. Belki ileride tüm gizemlerini çözme başarısını göstereceğiz: hatta belki onlara seyahatler düzenleyebileceğiz. Ama sunu da biliyoruz; şimdilik bu. çok erken…

Ayna, insanın kendisini görmesi için kullandığı cam veya maden levhadır. Mercek ise içinden geçen paralel ışınları birbirine yaklaştıran ya da uzaklaştıran saydam bir cisimdir. İnsan gözünün görmesini göz merceği sağlar. Görme bozukluğunu gidermek için merceklerden oluşan gözlük takılır. Fotoğraf makinesi ve büyüteç de, mercekle çalışan araçlardır. Mikrokskop, teleskop ve diğer birçok ölçme araçlarında mercekler ve aynalar bulunmaktadır.

Bir aynanın önünde durup bakarsanız, yüzünüzü görebilirsiniz. Aynanın durumunu değiştirince, başka cisimleri de görebilirsiniz. Aynada, önündeki cismin bir görüntüsü oluşur.

Mercek ve aynalar, görüntü eldesi için kullanılırlar. Normal bir düz aynada, öndeki cismin görüntüsü, cisimle aynı büyüklükte ve doğrultudadır; fakat sağı ve solu yer değiştirmiştir. Sol el, görüntünün sağ tarafında görünür. Aynalar ve merceklerle daha büyük yada daha küçük görüntüler de elde edilebilir.

Mercek, bir ya da iki yüzü çukur veya tümsek olan, cam veya plastikten yapılmış bir araçtır. Saydamdır, yani ışığı geçirir. Fakat içinden geçen ışığın gidişini saptırır. Bu sapmaya ışığın kırılması denir.

Ayna ise ışığın geçemediği, parlak bir cisimdir. Yüzleri düz veya eğri olabilir. Camın bir tarafını gümüş veya başka metalle kaplayarak yapılır. Ayna, üzerine gelen ışığı, geldiği tarafa geri gönderir. Bu olaya da ışığın yansıması denir.

Mercekler ve aynalarla ilgili çalışmalara geometrik optik denir. Optik, ışık bilgisi demektir. Geometri ise, şekiller ve doğrultuları inceleyen bilimdir.farklı şekilli mercekler ve aynalar, ışığın gidişini çeşitli şekillerde değiştirirler. Bunlar geometrik optik kurallarıyla belirlenmiştir.

Işık, bir enerji türüdür. Kitabın sayfasından göze gelen ışık, göze enerji taşımaktadır. Fakat ayna ve merceklerin çalışmasını açıklamak için ışığın ne olduğunu açıklamaya gerek yoktur. Işığın ne olduğu öğrenilmeden çok önce ışığın hareket şekli incelenmiş ve anlaşılmıştı.

Işık, cam, su ve hava gibi maddelerden geçebilir. Bu maddelere ortam denir. Boşluk da bir ortamdır ve ışık ondan da geçebilir. Işığın hareketi, ışınlardan yola çıkılarak daha kolay incelenebilir. Işık ışını, ışığın çok ince bir parçasıdır.

Bir ortamda yol alan bir ışın doğrusal olarak gider. Fakat başka bir ortama geçince, doğrultusu değişir. Bir ayna veya merceğe çarpınca da aynı şey olur. Bunlara gelirken ve çıktıktan sonra ışık doğrusal yayılır. Fakat içinde, kırılmalar nedeniyle sapmalar olur.

Düz bir çizgi çizin. Bunu bir aynanın düz yüzü varsayın. Sonra bu yüzeye gelen, doğrusal bir ışın çizin. Bu ışın, aynaya herhangi bir noktada çarpsın. Aynı noktaya gelen, fakat aynaya dik bir ışın daha çizin. Buna dik çizgi veya normal denir.

Önce çizilen herhangi ışın, normalle bir açı yapar ve bu açıya gelme açısı adı verilir. Yansıyan ışın da, normalle bir açı yapar. Buna yansıma açısı denir.

Yansıma yasasına göre, gelme açısıyla yansıma açısı birbirine eşittir. Böylece, yansıyan ışın, gelen ışının normalle yaptığı açının aynını yapacak şekilde, normalin diğer tarafına çizilebilir. Gelme açısı sıfır derece ise, gelen ışınla yansıyan ışın üstüste çakışır.

Gelme açısı doksan dereceye yakınsa, yansıyan ışın da ayna yüzüne değerek gider.

Bu olay, bir bilardo topunun masanın kenarına çarpıp, aynı açıyla diğer tarafa gitmesine benzer.

Aynanın önüne bir cisim koyduğumuzu düşünelim. Cismin her noktasından geçerek gelen ışınlar aynaya çarpar.

Her ışın, yansıma kuralına uyar. Yansıyan ışınlar, normalin diğer tarafına doğru yol alırlar. Aynanın arkasındaki bir noktadan ışınlar çıkıyormuş gibi görünür. Cisim oradaymış gibi olur. Bu şekilde, aynanın arkasında oluşan görüntüye gerçek olmayan görüntü denir.

Düz aynada,cisimle görüntü aynı boydadır. Ayna arkasındaki görüntünün ve öndeki cismin, aynaya uzaklıkları eşittir.

Bütün cisimler, üzerlerine gelen ışığın bir kısmını yansıtırlar. Böyle olmasaydı, onları göremezdik. Fakat neden her cisimde aynadaki gibi görüntüler görmeyiz? Ayna yüzeyinin özelliği nedir?

Aynalarda görüntü oluşmasının nedeni arka yüzlerinin çok parlak olmasıdır. Yüzey pürüzlü olursa, yansıyan ışınlar birçok doğrultulara dağılır, bu yüzden bir görüntü oluşamaz.

Dışbükey (konveks) aynadaki görüntü de, düz aynadakine benzer. Yüzeyi düz değildir ve dışa doğru çıkıntılıdır.bir topun yüzeyi veya fincanın dış tarafı da dışbükeydir. Dışbükey aynanın yüzeyi küreseldir ve kürenin bir kısmı şeklindedir. Büyük mağazalardaki ve otomobillerdeki aynalar genellikle dışbükeydir. Dışbükey aynada cismin görüntüsü, cisimden daha küçüktür. Ayrıca görüntünün biçimi de bozulmuştur.

Dışbükey aynalarda yalnız görüntünün büyüklüğü değişmez. Görüntünün aynaya uzaklığı, cismin aynaya uzaklığından daha azdır. Otomobillerdeki geriyi görme aynalarında arkadan gelen otomobiller daha yakında gibi görülür. Gerçek uzaklıklarını anlamak için dönüp bakmak gerekir.

Dışşbükey aynanın küçük bir yüzeyini düzlem ayna gibi düşünebiliriz. Aynı şekilde, yeryüzündeki küçük bir yüzeyi de düz olarak görürüz. Böylece, her ışın, düz yüzeyden yansıyor gibi düşünülebilir.

Dışbükey aynanın merkezinden ve tepesinden geçen normal doğruya aynanın ekseni denir. Eksen üzerindeki cisimlerin görüntüsü yine eksen üzerinde oluşur.

Çorba kaşığının arkasıda dışbükey aynadır. Kaşığın iç çukur tarafı ise, içbükey (konkav) bir yüzeydir. Dışbükey aynalar, küçük görüntü verdikleri halde, içbükey aynalardaki görüntü, cisim tarafındadır ve cisimden daha büyüktür. Traş aynaları iç bükey ayna şeklindedir.

Eğlence parklarındaki güldüren aynaların yüzeyleri dalgalıdır. Bazı kısımları dışbükey, bazı kısımları ise içbükey aynadır. Bu yüzden, bakınca, bazı kısımlarımızı büyük, bazılarını ise küçük görürüz.

Cisim uzakta ise, içbükey aynalarda değişik bir görüntü oluşur.bir traş aynasından yeteri kadar uzakta durursanız kendinizi daha küçük görürsünüz. Aynı zamanda görüntü baş aşağıdır ve aynanın arkasında değil, önündedir.

Bu çeşit görüntüye gerçek görüntü denir. Görüntünün bulunduğu yerden gerçek ışınlar geçer. İçbükey aynaların çok yakınındaki cisimlerin görüntüsü ise, dışbükey aynalardaki gibi gerçek olmayan görüntüdür.

Çok büyük astronomi teleskoplarında yansıtıcı (reflektör) denilen içbükey aynalar vardır. Kalifornia’daki Palomar dağındaki yansıtıcının çapı 508 santimetredir. Yıldızların görüntülerini elde etmekte kullanılır. Yıldızların görüntülerinin resmi de çekilebilir.

Aynalardan başka, merceklerle de görüntü elde edilebilir. Mercekler cam disklerden kesilir ve sonra yüzeyleri parlatılır. Işık, mercekten geçince, doğrultusu değişir. Bu olayı anlamak için, ışığın su ve camda nasıl yol aldığını bilmek gerekir. Bir ortamdan diğerine geçerken ışığın doğrultusu değişir. Buna kırılma denir.

Hava ve cam gibi, farklı iki ortamın sınırını belirtmek amacıyla düz bir çizgi çizin.

Sonra havadan bir ışın geldiğini gösterin. Cama çarptığı yerdeki yüzeyin normalini çizin. Işık, cam içinde yolunu değiştirecek ve kırılmış ışık olacaktır. Kırılmış ışının, normalle yaptığı açıya kırılma açısı adı verilir. Bu açı, normalin diğer tarafındadır.

Kırılma kuralına göre kırılma açısı, gelme açısından daha küçüktür. Yani, ışık, norrmale doğru yaklaşır. Eğer açı, yüzeye teğet olarak gelirse, yani dik açılı ise düz olarak yoluna devam devam eder.

Şimdi de camdan gelen herhangi bir ışın çizin. Bu ışın kırılacak ve havaya çıkacaktır. Havadaki kırılma açısı, camdakinden farklıdır. Kırılma kuralına göre, kırılma açısı, gelme açısından daha büyüktür. Işık, normalden uzaklaşır şekilde yol alır.

Bu iki durum birbirinin benzeridir. Havadaki açı, camdaki açıdan her zaman daha büyüktür. Cam, havadan daha yoğun bir maddedir. Yoğun olan ortamda, açı daha küçüktür. Bu durum diğer ortamlar içinde böyledir. Işık, hava ile su arasında kırılıyorsa, sudaki açı daha küçüktür, çünkü su, havadan daha yoğundur.

Işık, havadan, daha yoğun bir ortama geçerse, o ortamın yoğunluğuna bağlı olarak kırılır. Ortamın yoğunluğu fazlaysa, kırılma açısı küçük olur; yani ışık daha fazla bükülür. Bu bükülme miktarı, kırılma indisi denilen bir sayıyla gösterilir. Yoğunluğu fazla olan ortamın kırılma indisi de büyüktür.

Aynalarda olduğu gibi, mercekler de ışığın doğrultusunu değiştirmek için kullanılır. Bir cisimden gelen ışınlar, mercekten geçtikten sonra, başka bir noktada kesişirler ve sanki oradan çıkıyor gibi olurlar.

Yeni noktada bir görüntü oluşur. Büyüteçler, iki tarafı da dışbükey olan merceklerdir. Bunları kullanarak, Güneş ışınlarını bir noktada toplayabilirsiniz. Böylece Güneşin bir görüntüsünü elde edebilirsiniz. Aynı şekilde pencerenin görüntüsü de görülebilir.

Bir büyüteçle, kolunuzu uzatıp tutarak cisimlere bakın. Cisimlerden gelen ışınlar, mercekle gözünüz arasında bir bir yerde birleşir ve ışık bu noktadan yeniden gözünüze gelir. Cisimlerin gerçek görüntülerini görürsünüz. Fakat bu görüntüler başaşağı durumdadır.

Küçük gök dürbünleri, normal dürbünler ve bir çok astronomi dürbününde, cisimlerin gerçek görüntülerini elde etmede dışbükey mercekler kullanılır. Bunlara ince kenarlı mercekler adı verilir.

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 yoğun cisimeleri ve “boşluğu” eşit oranda donatır. Ondan korunmanın ya da onu etkilemenin hiçbir yolu yok. Uzaklıkla azalır; ama hiçbir şekilde kaybolmaz. Atmosferi Yerküre’nin çevresinde tutan kuvvet ya da bizim Evren boşluğuna uçup gitmemizi engelleyen kuvvet, Dünya’nın uyguladığı kütle çekimi kuvvetidir.

Bir yapma uyduyu, Dünya yörüngesine yerleştirmek için gerekli hız, saniyede 8 kilometreden (8 km/s) az değildir. Dünya’nın çekiminden kurtulmak ve onu temelli terketmek için saniyede 11.2 kilometre hız yapmak gerekir. Güneş’in kütle çekimi daha büyüktür. Çünkü Güneş’in kütlesi, Dünya’nınkinin 400 bin katıdır. Güneş’in kütlesel çekimini aşabilmek için saniyede 16.7 kilometrelik hız gerekir.

Kuşkusuz insanoğlu çok eski zamanlarda da kütle çekimini sezmiş ve onu hesaba katmış olmalı. İlginçtir, bilinen bu eski kuvvet, çağlar boyu açıklanamamış olarak kaldı. Kütle çekimi için bilimsel bir kuram geliştiren ve bunu Evren’i kapsayacak kadar genişleten, büyük İngiliz 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 olduğu sonucuna da varmıştı. Bu yeni yaklaşım daha sonra Newton tarafından formülleştirilerek, kendi adıyla anılan Newton’un “Birinci Hareket Yasası” olarak tanımış ve şöyle ifade edilmiştir: “Bir cisme bir dış kuvvet (bileşke kuvvet) etki etmedikçe, cisim durgun ise durgun kalacak, hareketli ise sabit hızla doğrusal 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 bileşkesi sıfır olduğu zaman cismin davranışındaki değişmeleri inceler. Bir cisim üzerine sıfırdan farklı bir bileşke kuvvet etki ettiği 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 bileşke kuvveti aynı tutarken cismin kütlesini iki katına çakrsak ne olur? İvme 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 doğru orantılı, kütle ile ters orantılıdır.”

Elbette ki gezegenler, Kepler Yasalarına göre hareket ediyordu. Ama neden gezegenler değişik ve üstelik düzgün bir hızla hareket etmiyordu? Gezegenlerin gökyüzünde hareket etmeleri için onları “iten” bir gücün olması gerektiği düşünülüyordu. Ama bu güç neydi? Newton’un yaşadığı dönemde hiç olmazsa birçok insan astrolojiyi ciddiye almıyordu; yani gezegenleri meleklerin itmediği kesindi. Newton, Kepler’in formüllerini çıkarmak için kütlesel çekim (gravitasyonal alan) yasasını kullanmştı.

Newton, Galileo’nun sarkaç deneylerini inceledi ve buradan boşlukta serbestçe dolaşan gezegenlere etkiyen bir çekimin bulunması gerektiği sonucuna kolayca vardı. Çünkü o, düşünür ve matematikçiydi. Gezegenler, eliptik yörüngeler izliyordu. Bu yörüngeler üzerinde dolanırken Güneş’e daha yakın oldukları yerlerde hızları artıyor, sonra Güneş’ten uzaklaştıkça 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’etkilediği 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 değerinin dörtte birine indiğini varsaydı. İki madde birbirlerini kütllelerinin çarpımı ile doğru. aralarındaki uzaklığın karesi ile ters orantılı bir kuvvetle çeker. Bunların hepsi çekim sabiti denen evrensel bir sabitle çarpılır.

İki 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 değiştiğine 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 eşittir.

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 şekilde cesaretle yaygınlatırdı. Merkür’ün yaramazlığı dışında bir sorunla karşılaşmadan 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 Güneş çevresindeki hareketlerini yöneten temel yasaları bulmuştu.

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?

Güneş’in merkez olduğu bir çember üzerinde mi, yoksa başka bir eğri boyunca mı? Hızları neydi? Bunların yanıtlanması daha zun zaman aldı. Copernicus sonrası dönemler, gezegenlerin gerçekten Dünya’yla birlikte Güneş etrafında mı döndükleri, yoksa Dünya’nın Evren!in merkezinde mi olduğu 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 kişi olan Tycho’nun Kopenhag yakınlarında bir adası vardı. Buraya pirinçten yapılmış kocaman daireler yerleştirdi ve özel gözlem yerleri yaptırdı; sonra, geceler boyunca gezegenlerin konumlarını kaydetti. İşte ancak bu tür yorucu ve yoğun çalışmalar yoluyla birşeyler bulunabilir.

Toplanan bütün bilgi Kepler’in eline verildi; o da gezegenlerin Güneş etrafında ne türlü bir hareket yaptığını incelemeye koyuldu. Bunun için deneme yanılma yöntemini uyguladı. Bir ara yanıtı bulduğunu sandı: Gezegenler, Güneş’in merkez olduğu 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 doğru olmadığı sonucuna vardı. Deneylerin çok dikkatli yapılmış olması nedeniyle başka bir yol deneyerek sonunda üç şey keşfetti. İlk olarak, gezegenler Güneş’in odak olduğu elips şeklinde 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.

İkinci olarak, bir gezegenin Güneş çevresindeki yörüngesi bir elipstir; Güneş de odakların birindedir. Bundan sonra gelen soru şuydu: Güneş’e yaklaştıkça hızı artıyor, uzaklaştıkça yavaşlıyor mu?

Kepler, bunun da yanıtını buldu. Bulduğu yanıt şöyle açıklanabilir: Örneğin üç hafta gibi belirli bir ara içeren iki farklı zamanda gezegenin konumun saptayalım. Sonra, yörüngenin başka bir bölümünde, gezegenin yine üç hafta ara ile iki ayrı konumunu saptayalım ve Güneş’le gezegeni birleştiren doğruları çizelim (bilimsel deyimiyle bunlar yarıçap vektörleridir).

Üç hafta ara ile çizilen iki doğru ve yörenge arasında kalan alan, yörüngenin her bölgesi için aynıdır. Demek ki, gezegen Güneş’e daha yakın olduğu yerlerde daha hızlı hareket ediyor ve uzaklaştıkça aynı alanı taramak için daha yavaş 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 şu şekilde özetlenebilir: Yörünge bir elipstir; eşit sürelerde eşit alanlar taranır ve bir devir için geçen süre, boyutun üç bölü ikinci kuvvetiyle orantılıdır; yani boyutun küpünün kareköküyle. Kepler’in bu üç yasası gezegenlerin Güneş 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 eğik bir düzlemden aşağı doğru nasıl yuvarlanıyor, sarkaçlar nasıl sallanıyordu?Galileo “eylemsizlik ilkesi” denilen önemli bir kural keşfetti.

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 gelişme Newton’un şu soruyu tartışması ile başladı: Eğer cisim düz bir doğru boyunca hareket etmiyorsa ne olur? Buna verdiği yanıt da şu oldu: Hızı herhangi bir şekilde değiştirmek için kuvvet uygulamak gerekir. Örneğin, bir top hareket ettiği 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 gitmiş olcaeğı ta uzaklarda değil, Güneş’e yakın bir yerde bulunuyor. Başka bir deyişle,hızı ve hareketi Güneş’e doğru sapıyor; yani meleklerin, kanatlarını sürekli Güneş’e doğru çarpmaları gerekiyor.

Bir gezegenin düz bir doğru 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 süregittiği bir gerçektir.

Ancak,düşme olgusu için kuvvete gereksinim vardır ve kuvvetin kökeninin Güneş’e doğru olduğu da anlaşılmıştır. Newton, eşit sürelerde eşit alan taranması kuramının, hızdaki bütün değişmelerin Güneş yönünde olduğu savının doğrudan bir sonucu olduğunu; bunun eliptik yörünge için de geçerli olduğunu göstermeyi başardı.

Bu yasayı kullanarak Newton, kuvvetin Güneş yönünde olduğunu ve eğer gezegenlerin periyotlarının Güneş’ten olan uzaklıklarıyla nasıl değiştiği bilinirse, bu kuvvetin uzaklık ile nasıl değiştiğinin de bulunabileceğini gösterdi ve kuvvetin, uzaklığın karesi ile ters orantılı olduğunu saptadı.

Buraya kadar Newton, pek bir şey söylemiş sayılmaz; çünkü yalnızca kepler’in ifade ettiği iki şeyi farklı biçimde dile getirmiş oluyordu. birincisi, kuvvetin Güneş yönünde olduğunu söylemekle; ikinci de kuvvetin, uzaklığın karesi ile ters orantılı olduğunu söylemekle aynı şeydi.

İnsanlar Jüpiter’in uydularının Jüpiter çevresinde nasıl hareket ettiklerini teleskopla görmüşlerdi. bu hareket tıpkı Güneş Sistemi’nde olduğu gibiydi; sanik uydular Jüpiter’e doğru çekiliyorlardı. Ay da Dünya’nın çekimindedir; Dünya’nın çevresinde döner ve Dünya’ya doğru çekilir. Sanki her şeyin birbirinin çekimi altınrdaymış gibi görünmesi bir sonraki kuramı; genelleme yapacak olursak her cismin her cismi çektiği yolunda olması sonucunu getirdi.

Eğer bu doğru ise, Güneş’in gezEgenleri çektiği gibi dünya da Ay’ı kendisine doğru çekiyordu. Dünya’nın cisimleri çektiği bilinen bir şeydi (hepimiz havada uçmak isetesek de iskemlemizde sık sıkı oturduğumuzu biliyoruz). Yeryüzü’ndeki çekim, yerçekimi olgusu olarak ilyi bilrdiğimiz bir şeydir.

Newton, Ay’ı yörüngede tutan çekimin, nesneleri Dünya’ya çeken kuvvetle aynı şey olabileceğini düşündü. Daha sonra Newton birçok yeni şey ortaya çıkardı. Çekim Yasası’nın ters kare olması durumunda yörüngenin şeklinin 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 bulunduğu taraftaki sular yükselecek, o zaman günde ancak bir gel-git olacaktı.

Gerçekte ise yaklaşık oniki saatte bir, yani günde iki gel-git olduğunu biliyoruz. Farklı bir sonuca varan bir düşünce ekolü daha vardı. Buna göre de Dünya, Ay tarafından suyun dışına çekiliyordu. Gerçekte ne olup bittiğini 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 dengelenmiştir; 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 karşılaştı. Bunlardan ilki Jüpiter’in gezegenleriyle ilgiliydi. Uzun süre dikkatle yapılmış gözlemlerle hareketlerinin Newton Yasası’na uyumu saptanabilirdi. Ancak sonuç bunun doğuru olmadığını gösteriyordu.

Jüpiter’in gezegenleri, Newton Yasası ile hesaplanmış zamana göre, bazen sekiz dakika ileri, bazen sekiz dakika geri olan bir fark oluşturuyorlardı. Bu fark Jüpiter’in Dünya’ya yakın olduğu zamanlarda ileri, uzak olduğu zamanlarda ise geriye doğruydu. 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 şey onların o andaki durumu değil, ışığın bize gelmesi için geçen zamandan önceki durumuydu.

Jüpiter bize yakın olduğunda ışık daha kısa sürede, uzak olduğunda ise daha uzun sürede geliyordu. Bu neden Roemer’in gözlemleri zaman farkı yönünden şu kadar erken, bu kadar geç olmalarına görüe düzeltilmesi gerekiyordu. Bu yolla ışğın hızını ölçmeyi başarmış, ışığın bir anda yayılan birşey olmadığını da ilk kez göstermiş oldu.

Eğer bir yasa doğru ise başka bir yasanın bulunmasına da yol açabilir. Eğer bir yasaya güveniyorsak, ona ters bir şeyin ortaya çıkması bizi başka bir olguya doğru yöneltir. Yerçekimi yasasını bilmeseydik Jüpiter’in gezegenlerinden ne bekleyeceğimizi 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 Güneş’in çekiminde değildi; 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 diğerleri üzerindeki çekimi sonucu, yörüngelerinin Kepler’in kusursuz elipslerinden ne ölçüde farklı olduğunu 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 etkilendiğini iler sürdüler. Herbiri kendi gözlemevine “teleskopunuzu çevirin ve orayı gözleyin. yeni bir gezgen göreceksiniz” şeklinde birer mektup yolladılar.

Gözlemevlerinden birinin tepkisi “Saçma! Eline kalem kağıt alıp oturan biri, bize gezegen bulmak için nereye bakacağımızı söylüyor” şeklindeydi. Diğer gözlemevinin yöntemi farklıydı ve Neptün’ü buldu.

20. yy’ın başlarında Merkür’ün hareketinin tam da “doğru” olmadığı anlaşıldı. Einstein, Newton Yasalarının biraz hatalı olduğunu ve değiştirilmeleri gerektiğini gösterinceye dek bu durum hayli sıkıntıya yol açtı. Şimdi de bu yasanın kapsamının genişliği sorusu ortaya çıkıyor.

Yasa, Güneş Sistemi dışında da geçerli midir? Galaksimizi birarada tutan şey, yıldızlar arasındaki çekim kuvvetidir. Dünya’dan Güneş’e olan uzaklık sekiz ışık dakikası olduğu halde, galaksilerin uzunlukları 50.000-100.000 ışık yılıdır. Ancak çekim kuvvetinin bu büyük yıldız yığınlarında, bu ölçekteki uzaklıklarda bile geçerli olduğundan kuşkulanmak için bir neden yoktur.

Çekim kuvvetinin varolduğunu doğrudan kanıtlayabileceğimiz uzaklık bu kadar; yani Evren’in büyüklüğünün onda biri veya yüzde biri kadar uzaklıktır. Buna göre, gazetelerde birşeylerin Dünya’nın çekim kuvveti dışına çıktığına ilişkin 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 diğer yıldızların güçlü alanlarının karmaşasında kaybolur. Çevresindeki yıldızlarla birlikte başka yıldızları çekerek galaksi oluşturur; bu galaksi de diğer galaksileri çekip bir galaksiler kümesi oluşturur. Böylece Dünya’nın çekim alanı hiç bitmez; ancak belirli ve düzenli bir şekilde zayıflayarak belki de Evren’in sınırlarına kadar gider.

Çekim Yasası, diğer yasaların çoğundan farklıdır. Evren’in ekonomisi ve mekanizması için çok önemli olduğu açıktır ve Evren yönünden birçok pratik uygulaması da vardır. Ancak, diğer fizik yasalarından farklı tipik bir özelliğe sahiptir: bilinmesi pek az pratik yarar sağlar.

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.

Galile, ışık hızını saptanması problemini formülleştirdi; ama çözmedi. Bir problemin formüllleştirilmesi, çoğu zaman, problemin yalnız bir matematik ya da deney ustalığı sorunu olan çözümünden daha önemlidir. Yeni sorular, yeni olanaklar ortaya koymak, eski problemlere yeni bir açıdan bakmak, yaratıcı hayalgücünü gerektirir ve bilimde gerçek ileremeye damgasını vurur.

Galile’nin İki Yeni Bilim’inde, öğretmen ile öğrencileri arasında, ışık hızı üzerine şöyle bir konuşma geçer: “SAGREDO: Peki ama, bu ışık çabukluğunun ne çeşit ve ne kadar büyük bir çabukluk olduğunu düşünmeliyiz? Ani ya da pek birdenbire midir, yoksa öbür hareketler gibi o da zaman mı gerektirmektedir? Bunu deneyle saptayabilir miyiz?

“SIMPLICO: Günlük yaşantı, ışığın yayılmasının birdenbire olduğunu göstermektedir; çünkü çok uzağımızda ateşlenen bir topun önce alevini görürüz ve bu, hiç zaman almaz; oysa topun sesi ancak oldukça önemli bir zaman aralığından sonra kulağımıza ulaşır.

“SAGREDO: Evet ama Simplico, kimsenin yadırgamadığı bu yaşantıdan benim çıkarabildiğim tek şey, bize ulaşan sesin ışıktan daha yavaş yol aldığıdır; bu, bana ışığın gelişinin apansız olup olmadığını ya da son derece çabuk geliyorsa, yine de zaman alıp almadığını öğretmiyor.

“SALVIATI: Bunun ve buna benzer başka küçük gözlemlerin pek az kanıtlayıcı olması, birinde aydınlanmamın, yani ışığın yayılmasının, gerçekten birdenbire olup olmadığını kesinlikle saptamak için bir yöntem düşünmeme yol açtı.”

Salviati’nin önerdiği deney tekniği ile, yani Galile zamanında ışığın hızını, anlatılan şekilde ölçmek olanağı pek azdı. Süredurum İlkesi, enerjinin korunumu yasası, yalnızca önceden çok iyi bilenen deneyler üzerinde yeni ve özgün bir biçimde düşünmekle bulunmuştur.

Galilei’nin, yaptığı deneyin tek kişi ile daha kolay ve eksiksiz yapılabileceğini görmemiş olmasının insanı şaşırttığını söyleyebiliriz. Belirli bir uzaklıkta duran arkadaşının yerine bir ayna koyabilirdi ve ayna, işareti alır almaz kendiliğinden geri gönderirdi.

Işık hızını, ilk olarak ve yalnız yeryüzündeki olanaklardan yararlanarak yaptığı deneylerle saptayan Fizeau, aşağı yukarı iki yüz elli yıl sonra, işte bu ilkeyi kullandı. Roemer, ışık hızını daha önce, ama daha az tam olarak, gökbilimsel gözlemlerle saptamıştı.

Aşırı bir yük olduğu için, ışık hızının, ancak Yer ile Güneş Sistemi’nin diğer gezegenleri arasındaki uzaklıklarla bir tutulabilen uzaklıklar kullanılarak ya da çok geliştirilmiş bir deney tekniği ile ölçülebileceği bellidir. Birinci yöntem, Roemer’inki, ikincisi Fizeau’nunki idi.

Bu ilk deneylerin yapıldığı günlerden beri, ışık hızını gösteren o çok önemli sayı, kesinliği gittikçe artarak birçok kez saptandı. Yüzyılımızda, Michelson, bu amaçla pek ince bir teknik geliştirdi. Bu deneylerin sonuçları kısaca şöyle özetlenebilir: Işığın boşluktaki hızı, yaklaşık olarak, saniyede 300.000 kilometredir (saniyede 186.000 mil).

1675’te Danimarkalı Christensen Roemer (1644-1710) ışığın hızını ölçtü.

1678’de yine Danimarkalı Christian Huygens ise (1629-1695) Işığın Dalga Kuramı’nı ortaya attı.

1781’de Alman William Herschell (1738-1822), 124 cm’lik aynalı teleskobuyla Uranüs’ü keşfetti. Bu, uzak mesafede keşfedilen ilk gezegendi. Yakındakiler binlerce yıldan beri zaten biliniyordu.

1783’te içinde bir insan bulunan ilk balon uçuruldu.

Astronomiye büyük bir tutkuyla bağlı olan Edmund Halley (1656-1742), 21 yaşındayken öğrenim gördüğü Oxford’dan ayrılıp St. Helena’ya gitmişti; kuyruklu yıldızlarla ilgili gözlemler yapmıştı. 1682’de gördüğü, bugün de kendi adıyla anılan yıldızın 1758’de yeniden görülebileceğini ileri sürmüştü. Halley’in ölümünden 16 yıl sonra, bu yıldızın görülmesi, Newton’un en inatçı karşıtlarını bile ikna etmeye yetecekti.

Evrensel Kütle Çekimi Yasası, Neptün’ün bulunmasıyla, parlak bir şekilde doğrulanmıştı. Astronomlar, Uranüs’ün, Kütle Çekim Yasalarının öngördüğü yörüngesinden, arasıra kaydığını çoktandır gözlüyordu. Uranüs, kimi zaman yavaşlıyor, kimi zaman da sanki görünmez bir kuvvetin etkisiyle hızlanıyordu.

Rus astronom Leksel, 18. yüzyılın sonunda Uranus’ün hareketlerine, ötesinde bulunan ve bilinmeyen bir gezegenin neden olacağını ileri sürdü. 1846’da Fransız matematikçi Leverrier, bu yeni Gezegen’in gökteki konumunu hesapladı ve sonra astronomlar o Gezegen’i gözlediler. Kütle Çekim Kuramı’nın gözlemlere tam uyuşmayan bir olayı da Merkür’ün günberisindeki (Güneş’e en yakın noktalar) sapmaydı.

Bu olgu uzun süre doğanın açıklanamaz bir kaprisiymiş gibi geldi. O’nun açıklanması, bilimde bir devrim gerektirdi ve bunu da büyük bilim adamı Albert Einstein başaracaktı.

SINIFI: 9/… NO:………
A-Aşağıdaki boşlukları uygun kelimelerle doldurunuz (5×3=15 Puan)
1 Fiziğin bir alt bilim dahil olan termodinamik, …………. madde içinde nasıl yayıldığını inceler.
2-Herhangi bir ölçme aracı kullanılmadan yalnız duyu organları ile yapılan gözleme…………gözlem denir.
3-Fizikte büyüklükler ….……………. ve türetilmiş büyüklükler olmak üzere ikiye ayrılır
4-Yönü,büyüklüğü,doğrultusu ve başlangıcı ile birlikte ifade edilebilen büyüklüklere………………….
büyüklükler denir
5- ………… Tekrarlanan deneylerle doğruluğu tam olarak değil, ama büyük ölçüde kabul edilmiş hipotezlerdir. Çürütülme ihtimalleri vardır.

B- Aşağıdaki cümlelerin doğru olanlarının yanına D , Yanlış olanlarının yanına Y yazınız. (5×3=15 Puan)
( ) 1- Teoriler deneyler ile kanıtlanmış bilimsel doğrulardır.
( ) 2- Hipotezler probleme geçici bir çözümdür. Bu çözüm yapılan gözlemler ve toplanan veriler ışığında kurulmuştur.
( ) 3- Yasalar tekrarlanan deneylerle doğruluğu tam olarak değil, ama büyük ölçüde kabul edilmiş hipotezlerdir. Çürütülme ihtimalleri vardır.
( ) 4- Fizikte bilinen pozitif ve negatif yükler kimyada bileşik oluşumuna temel oluşturmuştur
( ) 5- Fizikte sıvı basıncının bulunması ile Biyolojide bitki köklerinden yapraklara besin iletilmesi arasında ilişki kurulmuştur

C-Fiziğin alt alanlarının karşısına verilen konulardan hangisi ile ilgili olduğunu yazınız (5×2=10 P)

Nükleer Fizik Kuvvet ,hareket,enerji ilişkisi
Atom Fiziği Madde ve ısı ilişkisi
Optik Atomların Yapısı
Mekanik Işık Olayları
Termodinamik Işıma

D-Aşağıdaki büyüklüklerin karşısına vektörel ise V, skaler ise S yazınız(5×2=10 Puan)

Kuvvet Ağırlık Alan Kütle
Hız

E – Aşağıdaki testlerin doğru cevabunı işaretleyiniz.( 3×5=15 puan)

1. Aşağıdakilerden hangisi nitel gözleme örnek değildir?
a) Turuncu gök kuşağı renklerindendir. b) Yılanların ayakları yoktur.
d) Benim çiçek bu gün 2 santim boyu artı. d) Bugün hava bulutlu.

2. “Bütün kediler köpekten korkar” hipotezini kuran araştırmacı, tüm kedilerin köpeklerden korkmadığını saptamıştır.Bu bilim adamının yapacağı ilk iş aşağıdakilerden hangisidir.
a) Hipotezini değiştirmek b) Kontrollü deney
c) Yeni kanıtlar aramak c) Nicel gözlem yapmak

3. Aşağıdakilerden hangisi nitel gözleme örnek değildir?
a) Atmosferde %21 oranında O gazı bulunur. b) Sedat askerde 10-11 kg verdi.
c) insan kanının pH’ı 7,4 dür d) Osman’ın boyu “yaklaşık” 7 karıştır.

4. Birim ve sayı kullanılarak tanımlanabilen büyüklüklere ne denir.
a) vektörel büyüklük b) Slaler büyüklük c) Temel büyüklük d) Türetilmiş büyüklük

5, Aşağıdaki eşleştirmelerden hangisi yanlıştır?
a)Zaman-Saniye b) Akım-amper c) Kütle-metre/saniye d) Sıcaklık- Kelvin
F-Aşağıdaki soruları cevaplayınız
1. 8g +7 dg + 5cg +4mg = ………… mg ( 4puan)

2. 1km + 2hm + 3dam +5 m = ……..m ( 4puan)

3. 5A = ……µA ( 5puan)

4. Darası 200g bilinen şekerliği dengelemek için karşı kefeye 4 adet 100g , 2 adet 20 g ve 10 adet 1 g konulmaktadır.Şeker kaç gramdır? ( 7puan)

5. Herhangi bir ölçmede hata nelerden kaynaklanır. ( 4puan)

6. Bilimsel çalışmanın aşamalarını yazınız. ( 4puan)

7. Bilimsel çalışmalarda modelleme neden kullanılır? ( 4puan

Big Bang’den sonra ortaya çıkan evren, öncelikle sadece hidrojen ve helyumdan ibaret bir gaz yığını olmuş, sonra ise bu gaz yığını, özellikle tasarlanmış olduğu açık olan nükleer reaksiyonlarla daha ağır elementleri meydana getirmiştir. Ama evrenin yaşam için uygun bir yer haline dönüşmesi, sadece ağır elementlerin varlığıyla mümkün olmaz. Bundan da önemli olan bir nokta, evrenin nasıl bir şekil ve düzen aldığıdır. Devamını Oku »

Michelson-Morley Deneyi

Bilimadamları bütün uzayı dolduran esirin hareketsiz olduğunu düşünüyorlardı. Dünyamız evreni kaplayan esir içinde sanki su dolu bir kavanozdaki bir bilyeye benzetilebilir. Bilyemizi hareket ettirdiğimiz zaman suda bir dalgalanma olur. Aynı şekilde gök cisimlerinin hareketlerinden dolayı esirde dalgalanmalar olması gerekir. Bu dalgalanmalar yüzünden ışığın hızında değişmeler meydana gelmelidir. Devamını Oku »

• Sıvıların Kaldırma Kuvveti Nedir?
Sıvıların içine batırılan cisimler,yukarıya doğru itilirler ve ağırlıklarından kaybederler.Bunun nedeni sıvıların kaldırma kuvvetidir.Kaldırma kuvvetinin varlığı ,Arşimet adlı bilim adamı
tarafından bulunmuştur.

Devamını Oku »

Evren’in nasıl ortaya çıktığını tam olarak bilen yok.. Gerçi neredeyse sonsuz sıcaklıkta ve sonsuz küçüklükte bir noktanın 13-15 milyar yıl önce büyük bir patlamayla aniden genişlemesiyle varlık kazandığı yolunda yadsınamayacak kanıtlar var. Ama başlangıçta bir bütün olan dört temel doğa kuvvetinin nasıl ayrıştığı, Evren’in neden oluştuğu, yoğunluğu, biçimi kesin olarak bilinmiyor. Devamını Oku »

çift yarık deneyi

1803’te ve 1807’de İngiliz Thomas Young ( 1773-1829) ışık dalgalarının girişimini gösteren deney sonuçlarını yayımladı. Deneyinde bir pencere pancurunda bulunan bir delikten gelen ince bir demet halindeki Güneş ışınlarının,bir mukavva parçası üzerindeki iki ince paralel yarık üzerine düşmesini sağladı. Yarıkların ilerisine konulan bir gözetleme ekranı üzerinde saçaklar denilen aydınlık ve karanlık bölgelerin birbirini Devamını Oku »

Ayna üzerine düşen bir ışık demeti yine bir demet olarak yansır.Düzlem aynanın parlak yüzeyi sırlanmış yüzeydir. Işığın aynaya düştüğü noktadan aynaya çizilen dik doğruya normal ; gelen ışının normal yaptığı açıya gelme açısı ve yansıyan ışının normal yaptığı açıya yansıma açısı denir. Devamını Oku »

İş yapma kolaylığı sağlayan aletlere basit makineler denir. Basit makineler de iş veya enerjiden kesinlikle kazanç sağlanamaz. Ancak kuvvet veya yoldan kazanç sağlanabilir. Eğer kuvvetten kazanç sağlanıyorsa, yoldan kaybedilir; yoldan kazanç sağlanıyorsa, kuvvetten kaybedilir.

Bir basit makinenin kuvvet kazancına mekanik avantaj denir ve yük/kuvvet oranı ile bulunur.

Önemli basit makine türleri şöyle sıralanabilir; Devamını Oku »

İş kuvvet vektörü ile konum vektörünün skaler çarpımına eşittir ve de skaler bır niceliktir. (W=f.x)
(sabit bir kuvvetin yapmış olduğu iş kuvvetin yer değiştirme doğrultusundaki bileşeni ile yer değiştirmenin büyüklüğünün çarpımına eşittir.)
Boyut analizi yaptığımızda ışın biriminin newton.metre olduğunu görüyoruz. SI birim siteminde bu joule olarak adlandırılıyor.
Cisme etkiyen kuvvetin hareket doğrultusunda olan bileşeni iş yapmaktadır.
Birim zamanda yapılan işe (iş yapma hızı) güç denmektedir. İş/zaman bağıntısıyla güç bulunabilir. (P=W/t) Devamını Oku »


Bedava İlan Verme