Isaac Newton doğduğu sırada, Yer’in ve diğer gezegenlerin Güneş’in etrafında döndüğü gün-merkezli Evren modeli, Güneş, Ay ve gezegenlerin gözlemlenen hareketlerine ilişkin kabul gören açıklamaydı. Bu model yeni değildi; ama Nicolaus Copernicus ömrünün son günlerinde, 1543’te düşüncelerini yayımlayınca, tekrar önem kazanmıştı. Copernicus’un modelinde Ay ve gezegenlerin her biri kendi kristalin küresinde Güneş’in etrafında dönmekteydi; bir dış küre de “sabit” yıldızları tutmaktaydı. Johannes Kepler 1609’da gezegen devinimine ilişkin kendi yasalarını yayımlayınca, bu model aşıldı. Kepler, Copernicus’un kristalin kürelerinden vazgeçti ve gezegenlerin yörüngelerinin elips, her elipsin bir odağının Güneş olduğunu gösterdi. Bir gezegenin hareket ettikçe hızının nasıl değiştiğini de açıkladı.

Isaac Newton

Bütün bu Evren modellerinde eksik olan bir şey vardı: Gezegenlerin neden o şekilde hareket ettiklerini açıklamak. Newton burada devreye girdi. Bir elmayı Yer’in merkezine doğru çeken kuvvetin, gezegenleri Güneş’in etrafında yörüngelerinde tutan kuvvetle aynı olduğunu anladı ve bu kuvvetin mesafeyle birlikte nasıl değiştiğini matematiksel olarak gösterdi. Kullandığı matematik, Newton’ın üç Hareket Yasası ile Evrensel Kütleçekim Yasasını gerektirdi.

newton elma

– Elma neden yana ya da yukarıya değil de, hep aşağıya düşer?

Yer’in merkezine doğru bir çekim olmalı.

– Bu çekim elmanın ötesine, Ay’a kadar uzanabilir mi? Öyleyse, Ay’ın yörüngesini etkiler.

– Gerçekten Ay’ın yörüngesine neden olabilir mi? Bu durumda…

Kütleçekim Evren’deki her şeyi etkiler.

Değişen Düşünceler

Deney yapmadan sonuçlara varan Aristoteles’in düşünceleri bilimsel düşünmeye yüzyıllarca egemen olmuştu. Aristoteles, hareket eden nesnelerin itildikleri sürece harekete devam ettiklerini ve ağır nesnelerin hafif nesnelerden daha hızlı düştüklerini düşünüyordu. Aristoteles’e göre ağır nesneler doğal yerlerine doğru hareket ettikleri için Yer’e düşüyorlardı. Kusursuz olan göksel cisimlerin daireler halinde sabit hızlarda hareket ettiklerini de söylüyordu.

Eylemsizlik İlkesi

Galileo Galilei deneyle ulaşılan farklı bir düşünce kümesiyle ortaya çıktı. Rampalardan aşağı inen topları gözlemledi ve hava direnci en az düzeydeyse, bütün nesnelerin aynı hızda düştüklerini gösterdi. Hareket eden bütün nesnelerin, sürtünme gibi bir kuvvet yavaşlatmadıkça hareket etmeye devam ettikleri sonucuna da vardı. Galileo’nun Eylemsizlik İlkesi, Newton’un Birinci Hareket Yasasının parçası olacaktı. Sürtünme ve hava direnci, gündelik yaşamda karşılaştığımız hareket eden nesneler üzerinde etkili olduğu için, sürtünme kavramı tüm çıplaklığıyla ortada değildir. Galileo, bir şeyi sabit bir hızda hareket ettiren kuvvetin yalnızca sürtünmeye karşı koyması gerektiğini dikkatli deneylerle gösterebildi.

Hareket Yasaları

Newton birçok konuda deneyler yaptı; ama hareketle ilgili yaptığı deneylerin kayıtları yoktur. Ama üç yasası birçok deneyle doğrulandı; ışık hızının altındaki hızlar için doğruluğunu koruyor. Newton birinci yasasını şöyle ifade etti: “Her cisim durumunu değiştirmeye mecbur eden kuvvetler tarafından etkilenmediği sürece, hareketsizlik durumunu ya da doğru bir çizgide tekdüze hareket durumunu korur.” Başka bir deyişle, duran bir nesne ancak bir kuvvet etkilerse hareket etmeye başlar ve hareket eden bir nesne, bir kuvvet etkilemediği sürece, sabit hız yöneyiyle hareket etmeye devam eder. Burada hız yöneyi hareket eden bir nesnenin hem yönünü hem hızını ifade eder. Bu yüzden bir nesne ancak bir kuvvet etki ederse hızını ya da yönünü değiştirir. Önemli olan kuvvet, net kuvvettir. Hareket eden bir arabaya etki eden birçok kuvvet (sürtünmeyi ve hava direncini de kapsayan) ve tekerlekleri hareket ettiren motoru vardır. Arabayı ileri iten kuvvetler arabayı yavaşlatmaya çalışan kuvvetleri dengeliyorsa, net kuvvet yoktur ve araba sabit bir hız yöneyini sürdürür.

hareket yasası

Newton’ın İkinci Yasasına göre bir cismin ivmesi (hız değişimi) etki eden kuvvetin büyüklüğüne bağlıdır ve genellikle F=ma olarak yazılır; burada “F” kuvvet, “m” kütle ve “a” ivmedir. Bu, bir cismin üzerindeki kuvvet ne kadar büyükse ivmesinin o kadar büyük olduğunu gösterir. İvmenin bir cismin kütlesine bağlı olduğunu da gösterir. Verili bir kuvvet için küçük kütleli bir cisim, büyük kütleli bir cisimden daha fazla ivme kazanır.

Roket motorları, Newton’ın Üçüncü Yasasının pratik bir örneğidir. Roket, aşağıya doğru zorlayan bir jet tepkisi üretir. Jet tepkisi, roketi yukarı doğru iten eşit ve karşıt yönde bir kuvvet uygular.

Üçüncü Yasaya göre “her etkinin eşit ve karşıt bir tepkisi vardır.” Yani bütün kuvvetler çiftler halinde vardır: Bir nesne ikinci bir nesnenin üzerine bir kuvvet uygularsa, ikinci nesne birinci nesneye eşzamanlı bir kuvvet uygular ve bu iki kuvvet eşit ve karşıttır. “Etki” terimine rağmen, bunun doğru olması için hareket gerekmez. Bu, Newton’ın kütleçekimle ilgili düşünceleriyle ilişkilidir; çünkü Üçüncü Yasasının bir örnegi, cisimler arasındaki kütleçekimdir. Yalnızca Yer Ay’ı çekmiyor, Ay da aynı kuvvetle Yer’i çekiyor.

kütleçekim

Evrensel Çekim

Newton 1660’ların sonunda, Cambridge’i kasıp kavuran vebadan sakınmak için iki yıllığına Woolsthrope köyüne çekilince kütleçekimi düşünmeye başladı. O sırada birkaç kişi, Güneş’ten gelen çekici bir kuvvet bulunduğunu ve bu kuvvetin büyüklüğünün uzaklığın karesiyle ters orantılı olduğunu öne sürmüştü. Başka bir deyişle, Güneş ile başka bir cisim arasındaki uzaklık iki katına çıkarsa, aralarındaki kuvvet ilk kuvvetin yalnızca dörtte biridir. Ne var ki, bu kuralın Yer gibi büyük bir cismin yüzeyinde geçerli olabileceği bir elmanın ağaçtan düştüğünü gören Newton şu sonucu çıkardı: Elmayı Yer çekiyor olmalı ve elma yere her zaman dik düştüğüne göre, düşüş yönü Yer’in merkezine doğruydu. Bu yüzden Yer ile elma arasındaki çekim kuvveti, Yer’in merkezinden kaynaklanıyormuş gibi hareket etmelidir. Bu düşünceler, Güneş’i ve gezegenleri büyük kütleli küçük noktalar şeklinde ele almanın yolunu açtı. Newton, elmayı düşüren kuvvetin gezegenleri yörüngelerinde tutan kuvvetlerden farklı olduğunu düşünmek için hiçbir neden görmüyordu. Bu nedenle kütleçekim evrensel bir kuvvetti.

Newton’ın kütleçekim teorisi düşen cisimlere uygulanırsa, Yer’in kütlesi M1’dir, düşen nesnenin kütlesi için M2’dir. Bu durumda bir nesnenin kütlesi ne kadar büyükse, onu aşağı çeken kuvvet de o kadar büyüktür. Ne var ki, Newton’ın İkinci Yasasına göre, eğer kuvvet aynıysa daha büyük bir kütle daha küçük bir kütle kadar çabuk ivme kazanmaz. Bu yüzden daha büyük kütlenin ivme kazanması için daha büyük kuvvete ihtiyaç vardır ve işleri karıştıran hava direnci gibi başka kuvvetler olmadığı sürece, bütün nesneler aynı hızda düşer. Hava direnci olmasa, bir çekiç ile bir tüy aynı hızda düşer. – Apollo 15 seferi sırasında bu deneyi Ay’ın yüzeyinde gerçekleştiren astronot Dave Scott’un 1971’de kanıtladığı bir olgu.

Dave Scott

Newton, Philosophiae Naturalis Principia Mathematica’nın erken bir taslağında yörüngeleri açıklamak için bir düşünce deneyi tasvir etti. Çok yüksek bir dağın üzerinde giderek artan hızlarda gülle atışı yapan bir top hayal etti. Ateşlenen güllenin hızı ne kadar yüksekse, gülle o kadar uzakta yere düşer. Yeterince hızlı fırlatılırsa yere düşmez, tekrar dağın tepesine gelinceye kadar Yer’in etrafında yoluna devam eder. Aynı şekilde, doğru hızda yörüngesine fırlatılan bir uydu da Yer’in etrafında dönmeye devam edecektir. Yer’in çekimi uyduya sürekli hız kazandırır. Sabit bir hızda hareket eder, ama yönü sürekli değişiyor, düz bir çizgide uzaya savrulmak yerine gezegenin etrafında dolanır. Bu durumda Yer’in kütleçekimi uydunun hızını değil, yalnızca hız yöneyinin yönünü değiştirir.

Newton düşünce deneyi
Newton’ın düşünce deneyi, yüksek bir dağdan yatay ateşlenen bir topu tasvir etmekteydi. Top güllesini atan kuvvet ne kadar büyükse, o kadar uzağa düşer. Yeterince güçlü atılırsa, gezegenin etrafında dönüp dağa geri döner.

Düşünceleri Yayımlamak

1684’te Robert Hooke, gezegen deviniminin yasalarını keşfettiğini arkadaşları Edmond Halley ve Christopher Wren’e övünerek anlattı. Halley, Newton’un da arkadaşıydı ve bunu ona sordu. Newton sorunu daha önce çözdüğünü, notlarını kaybettiğini söyledi. Halley, Newton’ı çalışmayı yeniden yapmaya teşvik etti ve bunun sonucunda, 1684’te Kraliyet Derneğine gönderilen kısa bir el yazması olan Cisimlerin Bir Yörüngede Devinimi Üzerine’yi çıkardı. Bu tebliğde Newton, Kepler’in tarif ettiği gezegenlerin eliptik deviniminin her şeyi Güneş’e doğru çeken bir kuvvetten kaynaklandığını gösterdi; buradaki kuvvet, cisimler arasındaki mesafeyle ters orantılıydı. Newton üç cilt halinde yayımlanan ve diğer şeylerin yanı sıra Evrensel Kütleçekim Yasası ile Newton’ın Üç Hareket Yasasını da içeren Principia Mathematica’da o çalışmasını genişletti, hareket ve kuvvetle ilgili diğer çalışmalarını da ekledi. Kitaplar Latince yazıldı ve Principia Mathematica’nın üçüncü baskısını esas alan ilk İngilizce çeviri 1729’da yayımlandı.

Principia Mathematica

Hooke’un Newton’ın ışık teorisine yönelttiği eleştiriler nedeniyle Hooke ile Newton’ın arası zaten açıktı. Ne var ki, Newton’ın yayımından sonra, Hooke’un gezegen devinimine ilişkin çalışmalarının çoğu gölgede kaldı. Ama Hooke böyle bir yasayı öne süren tek kişi değildi ve işe yaradığını da kanıtlamamıştı. Newton, kendi Evrensel Kütleçekim Yasasının ve hareket yasalarının gezegenlerin ve kuyrukluyıldızların yörüngelerini açıklamak için matematiksel olarak kullanılabildiğini ve bu açıklamaların gözlemlere uyduğunu göstermişti.

Kuşkulu Kabul

Newton’ın kütleçekimle ilgili düşünceleri her yerde iyi karşılanmadı. Newton’ın kütleçekim kuvvetinin “uzaktan etki”si, nasıl ve neden gerçekleştiğini açıklamanın bir yolu olmadığı için, “okült” bir düşünce olarak görüldü. Newton, kütleçekimin doğası üzerine yorumda bulunmak istemedi. Ona göre ters-kare çekim düşüncesinin gezegen devinimlerini açıklayabildiğini ve dolayısıyla matematiğin doğru olduğunu göstermiş olması yeterliydi. Bununla birlikte, Newton’ın yasaları o kadar çok olguyu açıklıyordu ki, kısa sürede yaygın kabul gördü ve bugün uluslararası kullanılan kuvvet birimi, onun adıyla anılır.

Newton yasaları, 1066’da göründükten sonra Bayeux İşlemesi’nde gösterilen Halley kuyrukluyıldızı gibi gök cisimlerinin yörüngelerini hesaplama aletlerini sağladı.

Denklem Kullanmak

Edmond Halley; Newton’ın denklemlerini kullanarak, 1682’de görülen bir kuyrukluyıldızın yörüngesini hesapladı ve 1531 ile 1607’de gözlemlenen kuyrukluyıldızla aynı olduğunu gösterdi. Bu kuyrukluyıldıza şimdi Halley kuyrukluyıldızı deniliyor. Halley, 1758’de – ölümünden 16 yıl sonra – geri geleceğini başarılı bir biçimde öngördü

Kuyrukluyıldızların Güneş’in etrafında döndüğü ilk kez gösterilmişti. Halley kuyrukluyıldızı her 75-76 yılda bir Yer’in yakınından geçer ve 1066’da Güney İngiltere’de Hastings Savaşı’ndan önce görülen kuyrukluyıldız da oydu.

Denklemler yeni bir gezegenin keşfedilmesinde de kullanıldı. Uranüs Güneş’in yedinci gezegenidir ve 1781’de William Herschel tarafından gezegen olarak tanımlandı. Herschel gezegeni, gece gökyüzünde gözlem yaparken tesadüfen buldu. Daha ileri Uranüs gözlemleri astronomların yörüngesini hesaplamalarına ve gelecek tarihlerde nerede gözlenebileceğini öngören cetveller üretmelerine olanak verdi. Ne var ki, bu öngörüler her zaman doğru çıkmadı ve Uranüs’ün ötesinde kütleçekimle Uranüs’ün yörüngesini etkileyen başka bir gezegen olması gerektiği düşüncesine yol açtı. 1845’e gelindiğinde astronomlar bu sekizinci gezegenin gökyüzünde nerede olması gerektiğini hesaplamıştı ve 1846’da Neptün keşfedildi.

Teorinin Sorunları

Eliptik yörüngeli bir gezegenin güneşe en fazla yaklaştığı noktaya günberi denilir. Güneş’in etrafında dönen yalnızca bir gezegen olsaydı, yörüngesinin günberisi aynı yerde kalırdı. Ne var ki, Güneş Sistemimizdeki bütün gezegenler birbirlerini etkiler, bu yüzden günberiler Güneş’in etrafında yalpalar (döner). Bütün gezegenler gibi Merkür’ ün günberisi de yalpalar, ama yalpalama, Newton denklemleri kullanılarak tam açıklanamaz. Bu, 1859’da bir sorun olarak kabul edildi. 50 yıldan fazla bir süre sonra Albert Einstein’ın Genel Görelilik Teorisi kütleçekimi uzayzaman eğriliğinin bir etkisi olarak tarif etti ve bu teoriye dayanan hesaplamalar, Merkür yörüngesinin gözlemlenen yalpalamasını ve Newton’ın yasalarına bağlı olmayan diğer gözlemleri açıklar.

Genel Görelilik Teorisi
Merkür’ün yörüngesinin yalpalaması (dönme ekseninde değişme), Newton yasalarıyla açıklanamayan ilk olguydu.

Bugün Newton Yasaları

Newton yasaları, “klasik mekanik” denilen şeyin – hareket ve kuvvetin etkilerini hesaplamak için kullanılan bir dizi denklem – temelini oluşturur. Bu yasalar, Einstein’ın görelilik teorilerine dayanan denklemlerle aşılmış olmalarına rağmen, söz konusu hareket ışık hızına kıyasla küçük olduğu sürece iki yasa kümesi hemfikirdir. Bu yüzden, uçakların ve arabaların tasarımında ya da bir gökdelenin bileşenlerinin ne kadar güçlü olması gerektiğini ortaya çıkarmada kullanılan hesaplamalar için, klasik mekaniğin denklemleri hem yeterince doğrudur hem kullanımı daha kolaydır. Newton mekaniği harfi harfine doğru olmayabilir, ama hala yaygın olarak kullanılmaktadır.

newton

Isaac Newton Kimdir?

1642’de Noel Günü doğan Isaac Newton, 1665’te mezun olduğu Cambridge’deki Trinity College’de okumadan önce, Grantham’da okula gitti. Ömrü süresince Newton Cambridge’de matematik profesörü, Kraliyet Darphanesi müdürü, Cambridge Üniversitesinin parlamento temsilcisi ve Kraliyet Derneği başkanı oldu. Newton, Hooke’la anlaşmazlığının yanı sıra, Alman matematikçi Gottfried Leibnitz’le de kalkülüsün geliştirilmesinde öncelik konusunda bir kan davası güttü.

Newton bilimsel çalışmalarına ek olarak, simya araştırmalarına ve Kitabı Mukaddes yorumlarına da epeyce zaman harcadı. İnançlı ama alışılmışın dışında bir Hristiyan olan Newton, üstlendiği bazı görevler gerektirmesine rağmen, rahip olarak atanmaktan sakınmayı başardı.

Kütleçekim Hakkında Tarihsel Gelişmeler

1543 – Nicolaus Copernicus gezegenlerin Yer’in etrafında değil, Güneş’in etrafında döndüklerini öne sürer.

1609 – Johannes Kepler, gezegenlerin Güneş’in etrafında eliptik yörüngelerde serbestçe dolaştıklarını öne sürer.

1610 – Galileo’nun astronomik gözlemleri Copernicus’un görüşlerini destekler.

1846 – Matematikçi Urbain Le Verrier; Newton’ın yasalarını kullanıp Neptün’ün nerede olması gerektiğini hesapladıktan sonra, Johann Gaile gezegeni keşfeder.

1859 – Le Verrier, Newtoncı mekaniğin Merkür’ün yörüngesini açıklanmadığını bildirir.

1915 – Genel görelilik teorisiyle Albert Einstein kütleçekimi, uzay-zaman eğriliği bakımından açıklar.

Güneş’in neden sıcak olduğu sorusu binlerce yıldan beri insanların kafasını meşgul etmiştir.

Güneş

Çok eski zamanlarda insanlar Güneş’in yanan bir kömür yığını olduğunu düşünmüştür, fakat günümüzde Güneş’in büyük oranda hidrojenden meydana geldiğini ve kömür gibi yanmadığını biliyoruz. Güneş’in merkezindeki hidrojen o kadar fazla sıkışır ki, bu parçacıklar birbirine yapışarak helyum adını verdiğimiz bir başka gaza dönüşür.

Bu parçacıkların sıkışması sonucunda, Güneş’in parlak ve sıcak olmasını sağlayan enerjinin açığa çıktığını ilk çözen Albert Einstein’dı. Güneş’in merkezinde sıcaklık 15 milyon santigrat dereceyken, yüzeyindeki sıcaklık çok daha düşük olup 5700 santigrat derecedir. Su, 100 santigrat derecede buharlaştığına göre, Güneş’in ne kadar sıcak olduğunu varın siz tahmin edin.

Güneş Katmanları

Günümüzde, uzaydaki teleskoplar yardımıyla Güneş’i ayrıntılı olarak inceleyebiliyor, Güneş’in şaşırtıcı derecede sıcak (1 milyon santigrat derece), hatta yüzeyinden çok daha sıcak bir atmosferi olduğunu anlıyoruz. Güneş’in yüzeyinden kaynaklanan ısı bu denli sıcak bir atmosfer yaratamayacağına göre, sözünü ettiğim durum gerçekten de şaşırtıcı.

Atmosferdeki sıcak gazlar, X ışınları ve morötesi ışıkta çok parlak gözükür. X ışınları ve morötesi ışığı görebilen uzay teleskopları, atmosferin, bu gazlar arasından geçen çok yoğun manyetik alanlar sayesinde bu denli sıcak olduğunu anlamamızı sağlamıştır. Güneş Dinamikleri Gözlemevi, SOHO ve Hinode gibi uzay araçları sayesinde, bu manyetik alanların sürekli hareket halinde olduğunu, dalgalar halinde yayıldığını ve meydana gelen güç patlamalarının Güneş’in atmosferindeki gazları 1 milyon santigrat dereceye kadar ısıttığını biliyoruz.

Havanın açık, güneşli olduğu günlerde gökyüzü masmavi görünür. Böyle günlerde Güneş batarken gökyüzü bize olağanüstü bir görünüm sunar ve kırmızı, turuncu renklere bürünür. Peki tüm bunlar nasıl olur? Haydi bu sorunun yanıtını bir deney yaparak bulalım.

Gerekli Malzemeler

 

Bir bardak su
Yarım çay bardağı süt
Damlalık
Beyaz ışık veren bir el fener

Deneyimize Başlıyoruz!

1. Deneyi karanlık bir odada yapın.

2. Bir bardak suya bir iki damla süt damlatın.

3. El fenerini yakıp tepeden bardağa tutun. Bardağın içindeki karışımın hangi renk olduğuna dikkat edin.

Gökyüzü Neden Mavi Deneyi

4. Suya 10 damla daha süt damlatın. Feneri bu kez yandan tutun. Siz de bardağın arkasına geçin ve karışımın içinden fenere bakın. Ne renk görüyorsunuz?

Gökyüzü Deneyi

Gökyüzü dediğimiz, gezegenimizi saran hava kütlesinden başka bir şey değildir. Bu hava kütlesi “atmosfer” olarak adlandırılır. Atmosfer azot, oksijen gibi gazların yanı sıra su buharı ve toz parçacıkları içerir. İşte bu gaz molekülleri ve toz parçacıklarına güneş ışınları çarpınca olan olur!

Mavi ışınlar, gaz moleküllerine ve toz parçacıklarına çarpınca her yöne saçılır. Böylece tüm gökyüzünü mavi görürüz.

Güneş ışınları beyaz görünse de aslında kırmızı, turuncu, sarı, yeşil ve mavi ışınların karışımından oluşur. Üstelik bu ışınlar gaz molekülleri ve toz parçacıklarına çarpınca saçılır; ancak her biri farklı biçimde! Mavi ışınlar diğerlerinden daha çok saçılır. Çünkü gaz molekülleri ve toz parçacıkları, mavi ışınları saçacak büyüklüktedir. Böylece gökyüzü mavi renk görünür. Deneyimizde bardağın içindeki su gökyüzünü, fener ışığı güneş ışınlarını, süt de atmosferde bulunan gaz moleküllerini ve toz parçacıklarını simgeler. Bardağa biraz daha süt ekleyince işler değişir. Bardaktan geçen ışık kırmızı, turuncu renklerde görünür. Çünkü Güneş batarken ufka yaklaşır. Bu da güneş ışınlarının atmosferin yere yakın daha tozlu bölümünden geçmesi anlamına gelir. Bu durumda kırmızı ışınlar daha çok saçılır ve gökyüzü kırmızı, turuncu, pembe renklerde görünür.

1781’de Alman bilim adamı William Herschel, başlangıçta bir kuyrukluyıldız olduğunu düşünmesine rağmen, ilkçağlardan beri görülen ilk yeni gezegeni saptadı. Onun keşfi, Newton yasalarına dayanan kestirimlerin bir sonucu olarak başka bir gezegenin keşfine de yol açtı. 18. yüzyılın sonuna gelindiğinde astronomi aletleri önemli ölçüde ilerlemişti – özellikle ışık toplamak için mercek yerine ayna kullanarak, o sırada merceklerle bağlantılı birçok sorundan kurtulan yansıtmalı teleskopların yapılmasıyla. Bu, ilk büyük astronomik incelemeler çağıydı; astronomlar gökyüzünü tarıyor ve bir dizi “uydu olmayan” nesne – şekilsiz gaz bulutlarına ya da yoğun ışık toplarına benzeyen yıldız salkımları ve bulutsular – saptıyorlardı. Kız kardeşi Caroline’den yardım alan Herschel sistematik olarak gökyüzüyle ilgilendi; beklenmedik sayıda ikili ve çoklu yıldız gibi tuhaflıkları kaydetti. Hatta farklı yönlerde saydığı yıldızların sayısına dayanarak Samanyolu galaksisinin bir haritasını çıkarmaya bile kalkıştı.

William Herschel 40 fit
1780’lerde Herschel ayna çapı 1,2 metre ve odak uzunluğu 12 metre olan kendi “40-foot” teleskopunu yaptı. 50 yıl boyunca dünyanın en büyük teleskopu olarak kaldı.

13 Mart 1781’de Herschel Gemini takımyıldızını tararken, bir kuyrukluyıldız olabileceğinden şüphelendiği soluk yeşil bir disk fark etti. Birkaç gece sonra tekrar ona döndü ve hareket etmiş olduğunu gördü; bu durum, bir yıldız olmadığını doğruladı. Herschel’in keşfine bakan Nevil Maskelyne yeni nesnenin bir kuyruklu yıldız olamayacak kadar yavaş hareket ettiğini ve aslında uzak bir yörüngede bir gezegen olabileceğini anladı. İsveçli-Rus Anders Johan Lexell ve Alman Johann Elert Bode, birbirlerinden bağımsız olarak, Herschel’in keşfinin yörüngesini hesaplayıp, kabaca Satürn’ün iki katı kadar uzakta bir gezegen olduğunu doğruladılar. Bode, Satürn’ün mitolojik babası, eski Yunan gök tanrısı Uranüs’ün adını vermeyi önerdi.

gezegenler

Düzensiz Yörünge

1821’de Fransız astronom Alexis Bouvard, Uranüs’ün yörüngesini Newton yasalarına göre olması gerektiği gibi tarif eden ayrıntılı bir cetvel yayımladı. Ne var ki, gezegenle ilgili yaptığı gözlemler cetvelin öngördükleriyle önemli tutarsızlıklar olduğunu gösterdi. Yörüngesindeki düzensizlikler, daha uzak sekizinci bir gezegenin kütleçekimini göstermekteydi. 1845’te iki astronom, Fransız Urbain Le Verrier ve John Couch Adams birbirinden bağımsız olarak, sekizinci gezegenin gökteki yerini hesaplamak için Bouvard’ın verilerini kullanıyorlardı. Teleskoplar öngörülen alana ayarlandı ve 23 Eylül 1846’da, Le Verrier’in öngördüğü yerin yalnızca bir derece ötesinde Neptün keşfedildi. Varlığı Bouvard’ın teorisini doğruladı ve Newton yasalarının evrenselliğinin güçlü bir kanıtı oldu.

evren

William Herschel Kimdir?

Almanya’da, Hanover’de doğan Frederick William Herschel 19 yaşında müzik alanında kariyer yapmak için Britanya’ya göç etti. Armoni ve matematik çalışmaları, optiğe ve astronomiye ilgi duymasına yol açtı ve kendi teleskoplarını yapmaya koyuldu.

William Herschel

Herschel Uranüs’ü keşfettikten sonra, Satürn’ün iki uydusu ile Uranüs’ün en büyük iki uydusunu keşfetti. Güneş Sisteminin galaksinin geri kalanına göre hareket halinde olduğunu da kanıtladı. 1800’de Güneş’i incelerken yeni bir ışıma biçimini keşfetti. Güneş ışığının farklı renklerinin sıcaklığını ölçmek için bir prizma ile bir termometre kullanarak bir deney yaptı ve görünür kırmızı ışığın ötesindeki bölgede sıcaklığın yükselmeye devam ettiğini bulguladı. Güneş’in bizim bugün kızılötesi dediğimiz, onun o zaman “ısıtıcı ışın” dediği görünmez bir ışık biçimi yaydığı sonucuna vardı.

Önemli Eserleri

1781 – Account of a Comet
1786 – Catalogue of 1000 New Nebulae and Clusters of Stars

samanyolu

Yeni Gezegenlerin Keşfi Hakkında Tarihsel Gelişmeler

1600’lerin başı – Mercekli teleskop icat edilir, ama aynalı teleskop Isaac Newton ve diğerleri taralından 1660’1ara kadar geliştirilmez.

1774 – Fransız gözlemci Charles Messier kendi astronomi ölçümlerini yayımlar ve Herschel’in kendi ölçümleri üzerinde çalışmaya başlamasını sağlar.

1846 – Uranüs’ün yörüngesinde açıklanamayan değişiklikler, Fransız matematikçi Urbain Le Verrier’in sekizinci bir gezegenin – Neptün – varlığını ve konumunu öngörmesine yol açar.

1930 – ABD’li astronom Clyde Tombaugh, başlangıçta dokuzuncu gezegen kabul edilen, ama şimdi küçük buz dünyalarından oluşan Kuiper Kuşağı’nın en parlak üyesi olarak görülen Plüton’u keşfeder.

1770’lerde Felemenkli bilim insanı Jan Ingenhousz, daha önceki bilim insanlarının belirttiği gibi, bitkilerin neden ağırlaştığını keşfetmeye koyuldu. İngiltere’ye gidip araştırmasını Bowood House’ta – Joseph Priestley’in 1774’te oksijeni keşfettiği yer – yapıyordu ve fotosentezin anahtarlarını – günışığı ve oksijen – bulmak üzereydi.

ingenhousz

Kabarcık Çıkaran Otlar

Ingenhousz bitkilerin suda gaz kabarcıkları çıkardığını okumuştu; ama kabarcıkların kesin bileşimi ve kökeni belli değildi. Bir dizi deneyde günışığındaki yaprakların karanlıktaki yapraklardan daha fazla kabarcık çıkardığını gördü. Yalnızca günışığında çıkan gazı topladı ve akkor halinde bir kıymığı alevlendirdiğini gördü – bu oksijendi. Bitkilerin karanlıkta çıkardığı gaz bir alevi söndürüyordu – bu da karbondioksitti.

riccia
Geceleyin su otu kabarcıkları solunumu gösterir; çünkü bitkiler oksijen alıp karbondioksit vererek glikozu enerjiye dönüştürür.

Ingenhousz bitkilerin, içinde büyüdükleri toprağın ağırlığı fazla değişmeden ağırlık kazandıklarını biliyordu. 1779’da, atmosferle gaz alışverişinin, özellikle karbondioksit emilmesinin, bir bitkinin artan organik maddesinin en azından kısmen kaynağı olduğu sonucuna vardı – yani, ekstra kütlesi havadan geliyordu. Şimdi bildiğimiz gibi, bitkiler fotosentezle beslenir – bitkilerin emdiği karbondioksit ve suyun tepkimesiyle güneşten alınan enerji glikoza çevrilir ve atık olarak oksijen dışarı verilir. Sonuç olarak bitkiler hem yaşam için vazgeçilmez olan oksijen verir, hem enerji verir. Bitkiler, solunum denilen tersine bir süreçle, gece ve gündüz besin olarak glikoz kullanır ve karbondioksit verir.

fotosentez

Bitkiler Hakkında Tarihsel Gelişmeler

1640’lar – Felemenkli kimyacı Jan Baptista van Helmont’ın çıkarımına göre, bir saksı ağacı topraktan su emerek ağırlık kazanır.

1699 – İngiliz doğa bilimci John Woodward bitkilerin suyu hem aldığını hem verdiğini, bu nedenle büyümelerinin başka bir madde kaynağına gerek duyduğunu gösterir.

1754 – İsviçreli doğa bilimci Charles Bonnet bitki yapraklarının su altında aydınlatılınca hava kabarcıkları çıkardığını fark eder.

1796 – İsviçreli botanikçi Jean Senebier, bitkilerde yeşil yaprakların oksijen verip karbondioksit emdiğini gösterir.

1882 – Alman bilim insanı Theodor Engelmann, bitki hücrelerinde oksijen yapan bölümler olarak kloroplastları gösterir.

1700’de sürekli yüzey rüzgarlarının, yani alizelerin, 30° Kuzey enlemi ile ekvator çizgisi arasında kuzeydoğu yönünden estiği biliniyordu. Galileo, Yer’in batıya doğru dönüşünün, tropikal kuşakta onu havanın “önüne” geçirdiğini, bu yüzden rüzgarların doğudan geldiğini öne sürmüştü. Daha sonra İngiliz astronom Edmond Halley, ekvator üzerinde en yüksek derecede olan Güneş ısısının havanın yükselmesine neden olduğunu ve yükselen havanın yerini, daha yüksek enlemlerden esen rüzgarların aldığını anladı.

figure 4 global cellsedit2

1735’te İngiliz fizikçi George Hadley ticaret rüzgarları ilgili teorisini yayımladı. Güneş’in havanın yükselmesine neden olduğunu kabul ediyordu; ama ekvatora yakın yükselen hava rüzgarların doğudan değil, yalnızca kuzeyden ve güneyden ekvatora doğru esmesine neden olurdu. Hava Yer’le birlikte döndüğü için, 30° kuzeyden ekvatora doğru hareket eden havanın doğuya doğru kendi momentumu olurdu. Ama Yer’in yüzeyi ekvatorda, yüksek enlemlerde olduğundan daha hızlı döner; bu yüzden yüzey hızı havanın hızından fazla olur ve rüzgarların ekvatora yaklaştıkça daha fazla doğudan geldiği anlaşılır.

globe hadleycell

Hadley’in düşüncesi rüzgar örüntülerini anlamı yolunda bir adımdı, ama yanlışlar içeriyordu. Rüzgarın yön değiştirmesinin anahtarı, rüzgarın doğrusal (düz çizgi) momentumunun değil, açısal momentumunun (dönmesine neden olan) korunmasındadır.

hadleycell

Rüzgarlar Hakkında Tarihsel Gelişmeler

1616 – Galileo Galilei Yer’in döndüğünün kanıtı olarak ticaret rüzgarlarını gösterir.

1686 – Edmond Halley, gökyüzünde batıya doğru yol alan Güneş’in havanın yükselmesine ve doğudan esen rüzgarla yer değiştirmesine neden olduğunu öne sürer.

1793 – John Dalton, Hadley’in teorisini destekleyen Meteorological Observations and Essays‘ı (Meteorolojik Gözlemler ve Yazılar) yayımlar.

1835 – Gustave Coriolis; Hadley’in düşüncelerini geliştirip, rüzgarın yönünü değiştiren “bileşik bir merkezkaç kuvveti” tarif eder.

1856 – Amerikalı meteorolog William Ferrel, alçak basınç merkezine çekilen havanın günbatısı rüzgarlarını yarattığı orta enlemlerde (30-60°) bir dönüş hücresi saptar.

Biliyorsun ağaçlar bizim gibi yemek yemez. Yapraklarındaki “klorofil” isimli minicik fabrikalar sayesinde Güneş ışığının enerjisinden kendi yemeklerini üretirler. Tüm bu işlerin merkezindeki klorofil maddesi de yeşil renktedir. İşte yapraklarda bu madde bol bol bulunduğundan yapraklar yeşil görünür.

klorofil
Büyük bir meşe ağacı neredeyse 200 bin yaprak taşır. Böyle bir ağaç 60 yıllık yaşamında yaklaşık 1.5 ton yaprak döker.
yaprak neden sararır

Peki bu yeşil renkli yaprağa ne oluyor da sonbahar gelince sararıp soluyor?

Kış yaklaşırken ağaçlar yapraklarını dökeceği için daha fazla yemek üretilmez. Yaprak fabrikası kapanır. Klorofiller de yavaş yavaş bozulur. Onlar bozuldukça yaprak da yeşil rengini kaybetmeye başlar. Önce sararır, sonra kahverengi, turuncu ve kızıl renklere bürünür. Bu aslında yaprağın yaşlandığı anlamına da gelir. Nasıl ki insanlar yaşlanırken saç ve sakallarının rengi değişip dökülüyorsa, yapraklarında yeşil rengi yaşlandıkça işte böyle değişip dökülür.

yaprak
Elmaların, çileklerin ve kirazların kırmızısı antosiyanin isimli bir renk maddesinden gelmektedir.

Jüpiter’in birçok uydusu vardır; ama geç 17. yüzyılda Ole Rømer kuzey Avrupa göklerini gözlemlediği sırada teleskopla yalnızca en büyük dördü (Io, Europa, Ganymede ve Callisto) görülürdü. Bu uydular Jüpiter’in oluşturduğu gölgeden geçerken tutulurlar ve belli zamanlarda, Yer’in ve Jüpiter’in Güneş’in etrafındaki göreli konumlarına bağlı olarak, gölgeye girerken ya da çıkarken gözlemlenebilirler. Yılın yaklaşık yarısı boyunca Güneş Yer ile Jüpiter arasında olduğu için, uyduların tutulmaları gözlemlenemez.

jupiter 529951 960 720

1660’ların sonunda Paris’te Kraliyet Gözlemevi müdürü Giovanni Domenico Cassini uyduların tutulmalarını kestiren bir cetvel yayımladı. Bu tutulmaların zamanını bilmek, boylamı çıkarmanın yeni bir yolunu sağladı. Boylamı ölçmek, verili bir konumdaki zaman ile referans bir boylam çizgisindeki (bu örnekte Paris) zaman arasındaki farkı bilmeye dayanır. En azından karada, Jüpiter’in bir uydusunun tutulma zamanını gözlemleyerek ve Paris’teki tahmini tutulma zamanıyla karşılaştırarak boylamı hesaplamak artık olanaklıydı. Bir teleskobu geminin güvertesinde utulmaları gözlemlemeye yetecek kadar sabit tutmak olanaklı değildi ve denizde boylam ölçmek, John Harrison 1730’larda ilk deniz kronometrelerini – denizde zaman ölçebilen saatler – yapana kadar olanaksız kaldı.

Hız Sonlu Mu Sonsuz Mu?

Rømer Io uydusunun iki yıllık bir dönemde alınan tutulma gözlemlerini inceledi ve bunları Cassini cetvellerinde öngörülen zamanlarla karşılaştırdı. Yer Jüpiter’e en yakın olduğu zaman alınan gözlemler ile en uzakta olduğu zaman alınan gözlemler arasında 11 dakikalık bir uyuşmazlık buldu. Bu uyuşmazlık, Yer’in, Jüpiter’in ya da Io’nun yörüngelerinde bilinen düzensizliklerle açıklanamazdı. Işığın Yer’in yörüngesinin çapını kat etmesi zaman almalıydı. Yer’in yörüngesini çapını bilen Rømer ışığın hızını ölçebilirdi. 214.000 km/sn’lik bir rakam çıkardı. Şimdiki değer 299.792 km/sn’dir; bu yüzden Rømer’in hesabı yaklaşık yüzde 25 eksiktir. Yine de mükemmel bir ilk yaklaşık değerdi ve ışığın sonlu bir hızı olup olmadığına ilişkin daha önce açık kalan sorunu çözdü.

ışığın hızını ölçmek

İngiltere’de Isaac Newton, Rømer’in ışığın anlık yol almadığına ilişkin hipotezini kolayca kabul etti. Ne var ki, Rømer’in muhakemesini herkes kabul etmedi. Cassini, diğer uydulara ilişkin gözlemlerdeki uyuşmazlıkların henüz açıklanmadığına işaret etti. İngiliz astronom James Bradley 1729’da yıldız paralakslarını ölçerek daha doğru bir ışık hızı rakamı üretene kadar, Rømer’in bulguları genel kabul görmedi.

ole romer

Ole Rømer Kimdir?

1644’te Danimarka kenti Aarhus’ta doğan Ole Rømer Kopenhag Üniversitesinde okudu. Üniversiteden ayrılınca, Tycho Brahe’nin astronomi gözlemlerinin yayına hazırlanmasına yardım etti. Rømer, Kopenhag’a yakın Uraniborg’da Brahe’nin eski gözlemevinden kendi gözlemlerini de yapıp, Jüpiter uydularının tutulma zamanlarını kaydetti. Oradan Paris’e taşındı ve Giovanni Cassini yönetimindeki Kralivet Gözlemevi’nde çalıştı. 1678’da İngiltere’yi ziyaret etti ve Isaac Newton’la buluştu.

1681’de Kopenhag Üniversitesine dönen Rømer astronomi profesörü oldu. Ölçülerin ve ayarların, takvimin yapı yönetmeliğinin, hatta su şebekelerinin modernleştirilmesiyle ilgilendi. Ne yazık ki, astronomi gözlemleri 1728’de çıkan bir yangında yok oldu.

Tarihte Jüpiter ve Uydularının Gözlemleri

1610 – Galileo Galilei Jüpiter’in dört büyük uydusunu keşfeder.

1668 – Giovanni Cassini Jüpiter uydularının tutulmalarını öngören ilk doğru cetveli yayımlar.

1729 – James Bradley yıldızların konumlarındaki değişimlere dayanarak ışığın hızını 301.000 km/sn olarak hesaplar.

1809 – Jean Baptiste Joseph Delambre Jüpiter uydularına ilişkin 150 yıllık gözlemleri kullanarak 300.300 km/sn’lik bir ışık hızı hesaplar.

1849 – Hippolyte Fizeau astronomi verileri kullanmak yerine bir laboratuvarda ışığın hızını ölçer.

Gezegen geçişleri, Johannes Kepler’in gezegen devinimine ilişkin üç yasasından ilkini – gezegenler eliptik bir yörüngede Güneş’in etrafında döner – test etme fırsatı sunmaktaydı. Venüs ve Merkür’ün güneşin eğrisinin önünden kısa süreli geçişleri – o zamanlar Kepler’in Rudolf Cetvelleriyle öngörülürdü – temelde yatan teorinin doğru olup olmadığını açığa çıkaracaktı.

venüs

İlk test – 1631’de Fransız astronom Pierre Gassendi’nin gözlemlediği Merkür geçişi – umut verici oldu. Ne var ki, bir ay sonra Venüs’ün geçişini saptama girişimi, Kepler’in rakamlarındaki yanlışlıklar nedeniyle başarısız oldu. Bu aynı rakamlar, 1639’da Venüs ile Güneş’in “tehlikeli bir yakınlaşması”nı öngörmekteydi; ama İngiliz astronom Jeremiah Horrocks, aslında bir geçişin gerçekleşeceğini hesapladı.

venüs gezegeni

4 Aralık 1639’da gündoğumunda, Horrocks en iyi teleskopunu kurup, Güneş kursunu bir karta odakladı. Öğleden sonra saat 15:15 civarında bulutlar dağıldı, Güneş’in önünden yavaş yavaş ilerleyen “sıra dışı büyüklükte bir leke” – Venüs – ortaya çıktı. Horrocks ilerleyişini karta işaretleyip her aralığın süresini ölçerken; bir arkadaşı da geçişi başka bir yerde ölçtü. Farklı bakış açılarından iki ölçü kümesini kullanan ve Venüs’ün Güneş’e göre çapını yeniden hesaplayan Horrocks, Yer’in Güneş’ten uzaklığını öncekilerden daha doğru tahmin edebildi.

venus

Venüs’ün Geçişi Hakkında Gözlemler

1543 – Nicolaus Copernicus, güneş-merkezli bir Evren’e ilişkin ilk eksiksiz savunmayı yapar.

1609 – Johannes Kepler bir eliptik yörüngeler sistemi önerir. Gezegen deviniminin ilk eksiksiz tasviri.

1663 – İskoç matematikçi James Gregory, 1631 ve 1639’da Venüs’ün geçişlerine ilişkin gözlemleri kullanarak Yer ile Güneş arasındaki tam mesafeyi ölçmenin bir yolunu tasarlar.

1769 – İngiliz kaşif Kaptan James Cook, Güney Pasifik’te Tahiti’de Venüs geçişini gözlemler ve kaydeder.

2012 – Astronomlar 21. yüzyılın son Venüs geçişini gözlemler.

Nicolaus Copernicus’un göksel yörüngeler üzerine 1543’te yayımlanan eseri, Güneş-merkezli bir Evren modeli için inandırıcı bir gerekçe sunduğu halde, sistemin önemli sorunları vardı. Göksel cisimlerin kristal kürelere takılı olduğuna dair eski düşüncelerden kurtulamayan Copernicus, gezegenlerin Güneş’in yörüngesinde kusursuz dairesel bir yol izlediğini söyledi ve düzensizliklerini açıklamak için modeline çeşitli karmaşıklıklar sokmak zorunda kaldı.

Nicolaus Copernicus

– Bir takımyıldızda yeni bir yıldızın doğuşu, gezegenlerin ötesindeki göklerin değişmez olmadığını gösterir.

Kuyrukluyıldız gözlemleri, gezegenlerin arasından yörüngelerini keserek geçtiklerini gösterir.

– Bu durum, göksel cisimlerin sabit göksel kürelere bağlı olmadıklarını gösterir.

– Gezegenler kürelere sabitlenmemişse, Güneş’in etrafında eliptik bir yörünge gezegenlerin gözlemlenen hareketini en iyi açıklar.

Her gezegenin yörüngesi bir elipstir.

Süpernova ve Kuyrukluyıldızlar

16. yüzyılın ikinci yarısında Danimarkalı soylu Tycho Brahe (1546 – 1601), sorunları çözmede yaşamsal oldukları anlaşılacak gözlemler yaptı. 1572’de Cassiopeia takımyıldızında görülen parlak bir süpernova patlaması, gezegenlerin ötesinde Evren’in değişmez olduğu düşüncesini zayıflattı. 1577’de Brahe, bir kuyrukluyıldızın hareketini çizdi. Kuyrukluyıldızların, Ay’dan daha yakın oldukları sanılmıştı; ama Brahe’nin gözlemleri, kuyrukluyıldızın Ay’ın epeyce ötesinde olması gerektiğini ve aslında gezegenlerin arasında dolaştığını gösterdi. Bu kanıt, “göksel küreler” düşüncesini bir darbeyle yerle bir etti. Bununla birlikte Brahe, Yer-merkezli modelinde dairesel yörüngeler düşüncesine bağlı kaldı.

Tycho Brahe

1597’de Brahe Prag’a davet edildive son yıllarını orada, İmparator II. Rudolph’un imparatorluk matematikçisi olarak geçirdi. Ölümünden sonra Brahe’nin çalışmalarını devam ettiren Alman astrolog Johannes Kepler, burada ona katıldı.

Dairelerden Kopma

Kepler, Brahe’nin gözlemlerinden yola çıkarak Mars için yeni bir yörüngeyi hesaplamaya zaten başlamış ve o sırada yörüngenin daire değil, daha çok oval (yumurta seklinde) olması gerektiği sonucuna varmıştı. Kepler oval yörüngeli güneş-merkezli bir model formüle etti; ama gözlem verilerine hala uygun değildi. 1605’te Mars’ın güney etrafındaki yörüngesinin elips – iki odak noktasından biri Güneş olan “gerilmiş bir daire” – olması gerektiği sonucuna vardı. 1609’da Astronomia Nova’sında (Yeni Astronomi) gezegen hareketinin iki yasasını açıkladı. Birinci yasaya göre, her gezegenin yörüngesi bir elipstir. İkincisine göre, bir gezegeni Güneş’e birleştiren doğru parçası eşit zaman dilimlerinde eşit alanlar tarar. Yani, gezegenlerin hızı Güneş’e yaklaştıkça artar. 1619’da üçüncü bir yasa, bir gezegen yılının Güneş’ten uzaklığıyla ilişkisini tarif etti: Bir gezegenin yörüngede dolanma süresinin (yılının) karesi, Güneş’ten uzaklığının üçüncü kuvvetiyle orantılıdır. Yani, Güneş’ten uzaklığı başka bir gezegenin uzaklığının iki katı olan bir gezegenin, yaklaşık üç kat uzun bir yılı alacaktır.

Kepler

Gezegenleri yörüngede tutan kuvvetin doğası bilinmiyordu. Kepler, manyetik kuvvet olduğuna inanmaktaydı, ama Newton 1687’de kütleçekim olduğunu gösterecekti.

Kepler’in yasalarına göre gezegenler Güneş’in etrafında eliptik bir yörüngede dolaşır ve elipsin iki odak noktasından biri Güneş’tir. Verili bir t zamanında gezegenleri Güneş’e birleştiren bir doğru parçası elipste eşit alanlar tarar.
Johannes Kepler 1

Johannes Kepler Kimdir?

Güney Almanya’da Stuttgart’a yakın Weil der Stadt kentinde 1571’de doğan Johannes Kepler, küçük bir çocukken 1577’nin Büyük Kuyrukluyıldızına tanık oldu ve gökyüzüne hayranlığı böyle başladı. Tübingen Üniversitesinde okurken, parlak bir matematikçi ve astrolog olarak ün kazandı. Zamanın önde gelen astronomlarıyla mektuplaştı; bunların arasında Tycho Brahe de vardı ve 1600’de Prag’a gidip Brahe’nin öğrencisi ve akademik varisi oldu. Brahe’nin 1601’de ölümünden sonra Kepler İmparatorluk Matematikçisi görevini üstlendi ve Brahe’nin üzerinde çalıştığı Rudolphine Tables’i tamamlaması istendi. Bu çalışmayı Avusturya’da, 1612’den 1630’da ölene kadar çalıştığı Linz’de tamamladı.

Rudolphine Tables

Önemli Eserleri

1596 – The Cosmic Mystery (Evrenin Gizemi)
1609 – Astronomia Nova (Yeni Gökbilim)
1619 – The Harmony of the World (Dünyanın Uyumu)
1627 – Rudolphine Tables (Rudolf Cetvelleri)

Gezegenlerin Yörüngeleri Hakkında Önemli Gelişmeler

MS 150 – İskenderiyeli Ptolemaios, Yer’in merkezde olduğu ve Güneş’in, Ay’ın, gezegenlerin ve yıldızların sabit göksel küreler üzerinde dairesel yörüngelerde Yer’in etrafında döndüğü varsayımına dayanan bir Evren modeli olan Almagest’i yayınlar.

16.yüzyıl – Güneş-merkezli bir evrenbilim fikri, Nicolaus Copernicus’un düşünceleriyle taraftar bulmaya başlar.

1639 – Jeremiah Horrocks, Kepler’in düşüncelerini kullanıp, Venüs’ün Güneş karşısında geçişini kestirir ve görür.

1687 – Isaac Newton’ın hareket ve çekim yasaları, Kepler’in yasalarına yol açan fiziksel ilkeleri açıklar.