Bu yazı, 6 yazıdan oluşan “Astronomi Tarihi” yazı dizisinin 4. yazısıdır.

Astronomi Tarihi I: Antik Astronomi
Astronomi Tarihi II: Orta Çağ Astronomisi
Astronomi Tarihi III: Rönesans Astronomisi
Astronomi Tarihi IV: Aydınlanma ve Gözlem Çağı
Astronomi Tarihi V: Astrofiziğin Doğuşu ve Görelilik
Astronomi Tarihi VI: Büyük Patlama ve Günümüz

Okuma Süresi: 17 dakika

Isaac Newton

Kepler’in yasalarının fiziksel açıklamasına ancak İngiliz fizikçi ve matematikçi Isaac Newton, 1687 yılında yayınladığı Philosophiae Naturalis Principia Mathematica (Doğa Felsefesinin Matematiksel Prensipleri) ile kavuşabildi. Burada Newton evrensel kütleçekim kanunuyla birlikte hareket yasalarını tanıttı. Evrensel kütleçekim kanunu, evrendeki herhangi iki cismin birbirlerini kütlelerinin çarpımıyla doğru orantılı, birbirlerinden uzaklıklarının karesiyle ters orantılı olan bir kuvvetle çektiklerini açıklıyordu. Newton bu kanunları Kepler’in yasalarını yeniden çıkarmak için kullandı ve böylece gezegen teorisini ilk defa fiziğin bir dalı haline getirmiş oldu. Newton daha sonra bu kanunlarını gelgit yükseliş-alçalışları ve kuyruklu yıldızların yörüngeleri gibi olayları açıklamak için kullandı.

Newton yasalarının birincisi, bir cismin düz bir doğrultu boyunca sahip olduğu hareketini korumaya eğilimli olduğunu söyleyen eylemsizlik yasasıdır. Bu yasadan daha önce Galileo tarafından üstü kapalı şekilde bahsedilmiş ve filozof Descartes tarafından da daha açık bir şekilde ifade edilmişti. Üçüncü yasa, bir A cismi başka bir B cismi üzerine kuvvet uygularsa B’nin de A’ya eşit büyüklük ve zıt yönde bir kuvvet uygulayacağını söyleyen etki-tepki yasasıydı ve bu yasa da Hollandalı matematikçi Christiaan Huygens ile diğer birkaç kişinin çarpışmalar üzerine yaptığı son çalışmalarda desteklenmişti. Newton’un bir cisme etki eden kuvvetin cismin kütlesi ile onun ivmesinin çarpımına eşit olduğunu söyleyen ikinci hareket yasası ise hareket hakkında yeni bir düşünme biçimini temsil etti. Kütleçekim kanunundaki uzaklığın karesiyle ters orantılı olma fikri daha önce Robert Hooke, Sir Christopher Wren ve Edmond Halley gibi isimler tarafından çalışılmış ancak tüm gerekli kavramları bir araya getirmeyi başaramamışlardı. Newton’un Principia’sı astronomi bilimi için entelektüel bağlamı temel olarak değiştirdi.

Newton’un evrensel kütleçekim kanunu bazı karşı çıkışlarla karşılaşmıştı. Bazıları tarafından bir cismin boş uzayı aşıp başka cismi etkilemesi fikri Orta Çağ’daki animism denilen her türlü objenin bir ruha sahip olduğu inancına geri dönüş gibi yorumlandı. Ancak bu karşı çıkış Newton’un yer çekiminin gerçekleşme mekanizmasını açıklamasını zora sokmaya bir sebep olmadı.

18. yüzyılın ilk bölümünde, kütleçekiminin uzaklığın karesiyle ters orantılı olduğunu söyleyen yasayla ilgili birkaç önemli test yapıldı. Bunlardan ilki Dünya’nın şekliyle alakalıydı. Newton, Dünya’nın ekseni etrafındaki tekrarlı dönüşü onun tam küresel değil de kutuplardan biraz daha basık şekilde soğan benzeri bir yapıda olması gerektiğini savundu. Kanıt olarak teleskoptan bakıldığında görülen Jüpiter’in farkedilebilir kutuplardan basıklığını örnek olarak sundu. Ayrıca 1672’de Jean Richer adlı bilim insanı, Dünya’nın ekvatoruna yakın bir yerde sarkaç saatin hızını yıldızların hareketiyle karşılaştırarak dikkati bir şekilde ölçtü ve Paris’teki eş bir saate göre çok az daha yavaş ilerlediğini gördü. Newton da eğer Dünya kutuplardan basıksa Paris’in Dünya’nın merkezine ekvatora göre biraz daha yakın olacağını ve eğer kütleçekim mesafenin karesiyle ters orantılıysa Dünya’nın kütleçekimi Paris’te Ekvator’a göre daha güçlü olması dolayısıyla Paris sarkaç saatinin daha hızlı hareket etmesi gerektiğini söyledi. 1718’de Jacques Cassini babası ile Paris’te Dunkirk’den Colliure’e yaptıkları meridyen ölçümlerinin sonuçlarını paylaştı ve bu söylenenin tam aksini gösteriyordu, Dünya bir limon gibi kutuplarından uzamış halde olmalıydı. 1730’da Fransız Bilimler Akademisi bu soruyu açıklığa kavuşturmak için 2 sefere sponsor oldu, biri matematikçi Pierre-Louis Moreau de Maupertuis liderliğinde Finlandiya’nın kuzeyindeki Lapland’e diğeri ise ekvatoral Güney Amerika’yaydı. Dikkatli jeodezik ve astronomik ölçümlerle biri kutba yakın ve biri de ekvatora yakın yerler olmak üzere burdaki meridyenlerin bir derece uzunluğu belirlendi. Bu çalışmalar kesin bir şekilde Newton’un söylediği gibi kutuplardan basık bir Dünya şeklini doğru buldu.

İkinci olarak Newton Ay’ın yerberisinin ilerleyiş oranını (Ay’ın Dünya etrafındaki yörüngesinde en yakın olduğu noktanın hareketi) hesaplamayı başaramamıştı. Bu yerberi ilerleyişinin sebebi Güneş’in Ay üzerindeki etkisiydi ancak Newton bu ilerleme oranını gerçeğin yarısı olacak kadar küçük hesaplıyordu (Ona göre yerberinin tam tur ilerlemesi 18 yıldı ancak gözlenen 9 idi.). 18. yüzyılda birçok matematikçi bu problemi çözmeyi denedi ve başarısız oldu. 1747’de Alexis-Claude Clairaut, Newton’un kütleçekim yasasına bir modifikasyon teklifinde bulundu. Saf ters kare kanununun yerine, Ay’ın yerberi hareketini doğru çıkartabilmek için mesafenin dördüncü dereceden tersiyle orantılı bir yasa önerdi. Clairaut daha sonra bu fikrinden vazgeçti ve ters kare kanunun Ay’ın yerberi hareketini açıklamak için tam olarak uygun olduğunu gösteren yeni bir hesap sundu. Problem direkt olarak çözülmek için fazla karmaşıktı ve bazı yaklaşımlar yapmak gerekliydi. Clairaut, Newton ve ardından gelenlerin yaptığı yaklaşımların aceleci olarak yapılmış olduklarını göstererek yerberisinin ilerleyişini tam olarak doğru şekilde çıkardı. Bu açık ara farkla Newton teorisinin o zamana kadarki en açık testiydi.

Son test olarak ise, Halley kuyruklu yıldızının yeniden ortaya çıkışı kullanılmıştı. Halley 1541, 1607, 1682 yıllarında gözüken kuyruklu yıldızların aynı kuyruklu yıldız olduğunu ve tekrar gelme tarihinin 1758’in sonu veya 1759’un başı olarak tahmin etmişti ancak bunu göremeden hayatını kaybetti. Kuyruklu yıldızlar gezegenlerinki gibi olmayan uzamış yörüngelerinde Güneş sisteminin iç bölgelerine girip çıktığı yolculukta Jüpiter gibi büyük kütleli gezegenlerin yanından geçerken bu gezegenler tarafından uygulanan ve yörünge hareketlerini sarsan kuvvetler etkisinde kalırlar. Paris’te Clairaut, Jérôme Lalande ve Nicole Lepauté bu sarsıcı kuvvetleri de içerecek şekilde kuyruklu yıldızın hareketini hesapladılar. Bu, o zamana kadar gerçekleştirilen en iddialı sayısal entegrasyon programıydı. Kuyruklu yıldız hesaplamalarından sadece 1 aylık hatayla yeniden gözüktüğünde bu evrensel kütle çekim yasasının zaferi olduğu kadar hesaplamanın da başarısı olarak görüldü.

Pierre-Simon Laplace

Her gezegen sadece Güneş’in değil (daha zayıf olsa da) diğer gezegenlerin de etkisinde olacağına göre yörüngeleri gerçekte Kepler tarafından açıklandığı gibi basit elips şeklinde olamazdı. Newton bu fikri, Tanrı’nın ara sıra gezegen sistemine ayarlama yapması gerektiği düşüncesine yorumluyordu. 18. yüzyılda yörüngelerdeki sapmalara daha etkili yaklaşabilecek yeni matematiksel metotlar geliştirildi, bunların çoğu Fransa’dandı. Bu çalışmadaki anahtar isimler Joseph-Louis Lagrange ve Pierre-Simon Laplace idi. Gösterdiler ki Güneş sistemi doğası gereği oldukça kararlıydı. Her gezegen diğerleri tarafından saptırılıyordu ancak toplam net sonuç sadece bozulmamış yörüngelerde yapılan salınımlı düzeltmelerdi, herhangi bir kaçış hareketi yoktu. Tanrı’nın müdahelesi gerekli değildi.

Laplace genelde onun yoğun matematik içeren Traité de Mécanique Céleste (Gök Mekaniği’nin Bilimsel İncelemesi) eseriyle bilinir ancak Exposition du Système du Monde (Dünya Sistemi) adlı halka yönelik bir çalışmanın da yazarıydı. Burada Laplace insanlara evrensel kütle çekim kapsamında Güneş sistemini açıklıyordu. Ardından da antik zamanlardan Laplace’ın gününe kadar gelen bir kısa öz bir astronomi tarihi geliyordu. Kitap şimdilerde Laplace’ın nebula (bulutsu) hipotezi denilen Güneş sisteminin kökeni için yaptığı bir kısa açıklamayla bitiyordu. Laplace gezegenlerin ilk zamanlar şu anki sistemden çok daha uzaklara kadar uzanan ilkel Güneş atmosferinden yoğunlaşarak oluştuğunu hayal etti. Bu bulut çekim etkisi altında sıkıştıkça önce halkalar oluştu sonra da gezegenler olarak birleşti. Newton Güneş sistemindeki düzenleri bir bilgeliğin işareti ve yaratıcının ihsanı olarak görüyordu. Ona göre tüm gezegenlerin Güneş etrafında aynı yönde dönmesi ve neredeyse aynı düzlem üzerinde hareket etmeli sadece ilahi takdir ile açıklanabilirdi. Laplace ise aynı gerçeklere Güneş sisteminin erken tarihi hakkında kanıt olarak baktı. Nebula teorisi yalnızca kabataslak olarak gerçeği yansıtsa da doğa bilimlerinde evrimsel teorinin erken bir örneği olarak önemliydi ve evrimsel düşüncenin astronomiye daha yaşam bilimlerinde önemli noktaya gelmeden önce girmiş olması dikkate değerdi.

Gözlem Çağı

Astronomi biliminin gözlem çağına girdiği bu dönemdeki en önemli bilim insanlarından birisi William Herschel’dir. 1738 yılında Hannover’de doğan Herschel daha sonrasında İngiltere’ye taşınmış ve burada bir müzisyen ve müzik öğretmeni olarak çalışmaya başlamıştır. Boş zamanlarında ise amatör astronomi ile ilgilenen Herschel bu konuda kendisini oldukça üst bir seviyeye yetiştirmeyi başarmıştır. Herschel kısa sürede kendi teleskoplarını yapmaya başlamış ve çok süre geçmeden oldukça üst düzey bir ekipmana sahip olmuştur.

1781 yılında gökyüzünü çift yıldızları görebilmek için tarayan Herschel küçük bir obje fark etti. İlk başta Herschel o dönemde çok da olağan dışı olmayan şekilde yeni bir kuyruklu yıldız keşfi yaptığına inanmıştır. Fakat daha sonra diğer astronomlar tarafından da yapılan gözlemler bu yeni objenin Güneş etrafında oldukça dairesel bir yörünge izleyerek hareket ettiğini ortaya koymuştur. Herschel yeni keşfettiği gezegene dönemin İngiltere Kralı 3. George adına “Georgium Sidus” (George Yıldızı) adını vermeyi önermiştir. Herschel’in bu hamlesi işe yaramış ve kraliyet kendisine yıllık maaş bağlamıştır. Bu sayede Herschel öğretmenlik işini bırakıp kendisini tamamen astronomiye adayabilmiştir. Her ne kadar Herschel gezegene Georgium Sidus ismini vermeyi önerse de bu isim Avrupa ana karasındaki diğer astronomlar tarafından pek kabul görmemiştir. 1783 yılında Alman astronom Johannes Elert Bode, gezegene Uranüs adının verilmesini önermiş ve bu isim zamanla kabul görmüştür.

İnsanlık Platon’dan beri gezegenlerin Dünya’ya olan uzaklığını hesaplamak için uğraşmaktadır. 18. yüzyıla geldiğimizde Prusyalı astronom Johann Daniel Titius gezegenlerin uzaklığını hesaplamaya yönelik devrim niteliğinde bir yöntem geliştirdi. Titius’un bu yöntemine göre gezegenlerin uzaklığı; 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, 192 dizisi ile orantılı bir biçimde yol izlemekteydi. Bu diziye göre bir gezegenin Güneş’e olan uzaklığı o gezegenin Güneş’e uzaklık sırasının dizideki karşılığının 4 fazlasıdır. Örneğin Dünya için bu 6+4’ten 10’dur. Ayrıca bu diziden çıkan sonuçlar eğer 10 ile bölünürse gezegenin Güneş’e olan uzaklığı astronomik birim cinsinden bulunabilir. Herschel bu dizide Satürn gezegenini 100 uzaklığına koyarak diziyi sabitlemiştir ve daha sonra Merkür gezegeninin uzaklığını kontrol ettiğinde gerçekten de Merkür’ün yaklaşık olarak 4 uzaklığında olduğunu keşfetmiştir. Titius ayrıca bu sisteme göre 28 uzaklığında yani Mars ve Jüpiter arasında da bir cisim olması gerektiğini ve bunun belki de Mars’ın bir uydusu olabileceğini savunmuştur. Titius daha sonra geliştirdiği bu kuralı çevirisini yaptığı ve Charles Bonnet tarafından yazılan “Contemplation de la Nature” kitabına sıkıştırmıştır. Bode daha sonra “Clear Guide to the Starry Heaven” kitabında bu kuralı benimsemiştir. Her ne kadar ilk baskıda Titius’tan bahsetmese de daha sonraki baskılarda ona da kredi vermiştir. Bode de tıpkı Titius gibi 28 uzaklığında bir gök cismi bulunabileceğini savunmuştur. Ayrıca William Herschel’in 192 uzaklığında Uranüs’ü keşfetmesi de 196 uzaklığında bir gezegen olması gerektiğini savunan bu kuralı doğrular niteliktedir.

Astronomlar daha sonra 28 uzaklığında Mars ve Jüpiter arasındaki boşlukta olduğu düşünülen gök cismini aramaya başladılar. 1801 yılına İtalyan astronom Giuseppe Piazzi küçük ve gezegen benzeri bir cisim keşfetti ve bu gök cismine Ceres adını verdi. Bir sonraki yıl yine bu bölgede Pallas Asteroidi Alman astronom Wilhelm Olbers tarafından keşfedildi. Yeni keşfedilen bu cisimlerin gezegen olmak için çok küçük olduğunu savunan Herschel bu yeni cisimlere Yunanca “yıldız benzeri” anlamına gelen asteroit denmesini önerdi ve bu önerisi kabul gördü.

Herschel her ne kadar ününü Uranüs gezegenini keşfetmesi ile yapsa da astronomi bilimine tek katkısı bununla sınırlı kalmamıştır. 18. yüzyılda astronomlar birçok yıldızın öz devinim hareketini hesaplamıştı. Herschel özdevinim hareketi daha hızlı olan yıldızların genelde daha parlak olduklarını söylemiş bu yüzden bize daha yakın olduğunu düşünmüştür. Herschel ayrıca diğer yıldızların özdevinim hareketinde bir düzen olduğu takdirde bunun Güneş’in hareketi nedeni ile gerçekleştiğini öne sürmüştür. Bu konuda çalışan Herschel, Güneş’in Herkül takımyıldızına doğru hareket ettiğini bulmuş ve bu çalışması daha sonradan doğrulanmıştır. Herschel aynı zamanda 18. yüzyılda Samanyolu Galaksisi’nin bir disk şeklinde olduğunu savunan sayılı kişilerden birisidir. Ancak diğerlerinin aksine bir adım öteye gidip galaksimizin şekline yönelik çizimler yapmıştır. Fakat yeterince güçlü bir teleskoba sahip olmadığı için bir süre sonra bu çizimini tamamlayamamış olsa da bu çizim 19. yüzyıla kadar basılmaya devam etmiştir.

Herschel ve kız kardeşi Caroline nebulaları kataloglamak adına çok önemli çalışmalar yapmıştır. Bu nebulalar o döneme kadar çok uzun bir süredir gözlemlenmekte olsalar da ne olduklarına dair kesin bir bilgi bulunmamaktaydı. 1755 yılında Alman filozof Immanuel Kant bu nebulaların tıpkı Samanyolu gibi büyük bir yıldız kümesi olabileceğini söylemiştir. Nebulaların aynı zamanda gözlemciler için olumsuz etkileri de olmaktaydı, örneğin bu nebulalar kuyruklu yıldızlar ile karıştırılabiliyorlardı. 1771 yılında Fransız astronom Charles Messier 45 adet nebuladan oluşan bir liste ile bu nebulaları kataloglayarak astronomların işini kolaylaştırmıştır. 1784 yılında ise bu listesindeki nebula sayısını 103’e yükseltmiştir. William Herschel de Messier’in listelerinden bir tanesini almıştır. Caroline Herschel gökyüzünü kuyruklu yıldızlar için tararken bu listede bulunmayan bir nebula keşfetmiştir. Bunun üzerine William Herschel bunun üzerine nebulalar ile ilgilenmeye başlamış ve 20 yıl gibi bir sürede yaklaşık olarak 2500 nebula katologlamıştır.

19. yüzyıl aynı zamanda astronomide hesaplama konusunda çok büyük bir gelişime tanıklık etmiştir. Bu gelişimi gösteren en önemli olaylardan birisi de yıldızların paralaksının neredeyse anlık olarak hesaplanabilmesidir. Örneğin 1837 yılında Friedrich Georg Wilhelm von Struve’nin Vega, 1838 yılında Friedrich Wilhelm Bessel’in 61 Cygni veya İskoç astronom Thomas Henderson’un 1838 yılında Alpha Centauri yıldızının paralaksını hesaplaması örnek verilebilir. Yıllık gerçekleşen paralaks hareketi yakında bulunan bir yıldızın çok daha uzakta olan bir yıldıza göre gökyüzünde yaptığı hareketlerdir. Astronomlar yıldızların paralaks hareketi yapması gerektiğini Kopernik’ten bu yana biliyorlardı ancak Dünya’nın yörüngesinin çapı yıldızların uzaklığına göre çok kısa olduğu için bunu hesaplamak çok zordu. Örneğin 61 Cygni yıldızının paralaksı 0.287 ark saniyedir (Bir ark saniye=1/3600 derece). Bu hesaplamalar ancak helyometre gibi cihazların geliştirilmesi sonrası yapılabilmesi mümkün olmuştur. Bu hesaplamaların artık yapılabiliyor olması Güneş dışındaki yıldızların da uzaklığının hesaplanabilmesini mümkün kılmıştır.

1820 yılına gelindiğinde astronomlar Uranüs gezegeninin kendisi için hesaplanan yörüngeye uymadığını fark etmeye başlamıştır. 1840 yılında Fransız astronom Urbain Jean Joseph Le Verrier ve İngiliz astronom John Couch Adams birbirlerinden bağımsız olarak Uranüs’ün bu hareketinin sebebinin, Uranüs’ten ötede keşfedilmemiş bir gezegen olabileceğini düşünerek araştırmaya başladılar. Verrier’in tahmini daha çabuk bir şekilde Johann Gottfried Galle gözlemevi tarafından incelenmiş ve yeni gezegen Neptün keşfedilmiştir. Bu olay İngiltere ve Fransa arasında bilimsel bir gerginliğe sebep olmuştur ve ayrıca İngiliz astronomlar arasında da neden Adams’ın tahmininin daha önce incelenmediği üzerine tartışmalar yaşanmıştır.

18. ve 19. yüzyıl aynı zamanda teleskop teknolojisi konusunda büyük gelişmelere sahne olmuştur. Örneğin 18. yüzyılın sonlarında İngiltere Kralı’ndan aldığı kaynak ile William Herschel yaklaşık olarak 1.26 metre ana ayna çapı ve 12 metre odak uzaklığına sahip devasa bir teleskop yapmıştır. 1789 yılında bu teleskobu kullanan Herschel sadece 400 km çapında olan Satürn’ün uydusu Mimas’ı ve hemen ardından Enceladus’u keşfetmiştir. Lakin bu büyük boyutlarına rağmen bu teleskop net görüntüler alma anlamında Herschel’in beklentilerinin altında kalmıştır. Teleskop Herschel’in ölümünden sonra 1840 yılında kullanımdan kalkmış ve sökülmüştür.

19. yüzyılda Herschel’in örneğinden etkilenen Rosse Earl’i William Parsons kendi teleskobunu yapmak için çalışmaya başlamıştır. Fakat Herschel teleskobunun detaylarını sır olarak tuttuğu için her şeyi deneme yanılma yöntemi ile kendi teleskobunu yapmayı başarmıştır. Parsons, 1839 yılında 91 cm ana ayna çaplı bir teleskop yapmıştır. 1845 yılında bunun da ötesine geçerek 185 cm ana ayna çaplı Leviathan of Parsonstown (Parsonstown Devi) isimli teleskobunu yapmıştır. Aynı yıl bu devasa teleskobu kullanan Parsons, Messier 51 bulutsusunu gözlemlemeyi ve bulutsunun spiral formunun bir çizimini yapmayı başarmıştır. 3 yıl sonra ise Messier 99 gözlemleyen Parsons ve ekibi toplamda 60 kadar nebulayı detaylı bir biçimde gözlemlemiştir.