Formula Gravîtasyonê
Giranîtî yek ji diyardeyên xwezayî yên herî bingehîn û girîng di fîzîkê de ye. Ew hêz e ku du tiştên bi giraniyek diyarkirî ber bi hev ve dikişîne. Têgeha gravîtasyonê cara yekem di sedsala 17an de ji hêla Sir Isaac Newton ve bi kûrahî hate lêkolîn kirin, û ji wê demê ve, têgihîştina me ya gravîtasyonê bi girîngî pêşketiye, bi beşdariyên girîng ên teoriya nisbîtiyeta giştî ya Albert Einstein. Ev gotar dê têgeha gravîtasyonê, formula bingehîn a Newton ji bo gravîtasyonê, û ka teoriya gravîtasyonê çawa bi demê re pêşketiye, binirxîne.
Têgihîştina Gravîtasyonê
Kêşan hêza kişandinê ye ku di navbera du tiştên ku giraniya wan heye de çêdibe. Ev hêz berpirsiyarê gelek diyardeyên xwezayî ye, wek ketina tiştan li ser erdê, tevgera gerstêrkan li dora rojê, û çêbûna avahiyên kozmîk ên mezin. Her çend kişandin yek ji çar hêzên bingehîn ên gerdûnê be jî, ew li gorî hêza nukleerî ya bihêz, hêza nukleerî ya qels, û hêza elektromagnetîk ya herî qels e. Lêbelê, kişandin xwedî gihîştinek bêdawî ye, ku wê di pîvanek kozmîk de pir girîng dike.
Qanûna Gravîtasyonê ya Newton
Formula herî navdar ji bo kişandina erdê Qanûna Kêşandina Gerdûnî ya Newton e, ku dibêje hêza kişandina erdê di navbera du tiştan de rasterast bi berhema girseyên wan re rêjeyî ye û berevajî bi çargoşeya dûrahiya di navbera navendên girseyên wan de rêjeyî ye. Ji hêla matematîkî ve, ev formul wiha tê îfade kirin:
\[ F = G \frac{m_1 \cdot m_2}{r^2} \]
Ko:
– \( F \) hêza kişandinê ya di navbera du tiştan de ye (Newton, N),
– \( G \) sabita gravîtasyonê ya gerdûnî ye (\( 6.67430 \times 10^{-11} \, \text{Nm}^2/\text{kg}^2 \)),
– \( m_1 \) û \( m_2 \) giraniya herdu tiştan in (kîlogram, kg),
– \( r \) dûrahiya di navbera navendên giraniya her du tiştan de ye (metre, m).
Sabita Gravîtasyonê ya Gerdûnî (G)
Sabita gravîtasyonê ya gerdûnî, \(G \), faktorek pir piçûk e û pîvandina wê bi rastbûnek bilind dijwar e. Lêbelê, pîvandina yekem a serketî di sala 1798an de ji hêla Henry Cavendish ve hate kirin. Ceribandina wî, ku wekî "ceribandina Cavendish" tê zanîn, tîrêjek torsiyonê bikar anî da ku hêza pir piçûk a di navbera girseyên naskirî de bipîve.
Bikaranîna Formula Gravîtasyonê ya Newtonê
Qanûna kişandina gerdûnî ya Newton gelek sepanên girîng hene. Yek ji wan hesabkirina giraniya cismên li ser rûyê Erdê ye. Giranî hêza kişandinê ye ku li ser girseya cismê tevdigere. Formula hesabkirina giraniyê (W) ev e:
\[ W = m \cdot g \]
Ko:
– \( W \) giraniya tiştekî ye (Newton, N),
– \( m \) giraniya tiştî ye (kîlogram, kg),
– \( g \) lezdana ji ber kişandina erdê ye (nêzîkî \( 9.8 \, \text{m/s}^2 \) li ser rûyê Erdê).
Ev qanûn ji bo hesabkirina rêgehên gerstêrkan, heyv û peykên çêkirî jî tê bikar anîn. Di çarçoveya astronomiyê de, ev formul dihêle ku em fêm bikin ka gerstêrk çawa bi hev û stêrkên xwe re têkilî datînin.
Sînorkirinên Qanûna Gravîtasyonê ya Newton
Her çend Qanûna Gravîtasyona Gerdûnî ya Newton di gelek rewşan de pir bikêrhatî û rast be jî, di hin mercan de sînorkirinên wê hene. Yek ji wan sînorkirin li ser pîvanên kozmîk ên pir mezin an jî di zeviyên gravîtasyonê yên pir bihêz de, wekî nêzîkî qulên reş, e. Di van rewşan de, teoriya nisbîtîteya giştî ya Albert Einstein ravekirinek rasttir a gravîtasyonê peyda dike.
Teoriya Giştî ya Nisbiyetê ya Einstein
Albert Einstein di sala 1915an de teoriya xwe ya rêlatîvîteyê ya giştî pêşniyar kir, ku têgihîştina me ya li ser gravîtasyonê şoreşek çêkir. Di vê teoriyê de, gravîtasyon ne hêzek e ku di navbera girseyan de tevdigere, lê encama xwarbûna feza-demê ye ku ji ber girse û enerjiyê çêdibe. Formula bingehîn a rêlatîvîteya giştî hevkêşeya zeviyê ya Einstein e:
\[ R_{\mu\nu} – \frac{1}{2} R g_{\mu\nu} + \Lambda g_{\mu\nu} = \frac{8\pi G}{c^4} T_{\mu\nu} \]
Ko:
– \( R_{\mu\nu} \) tensorê Ricci ye ku xêzbûna feza-demê vedibêje,
– \( R \) skalareke Ricci ye,
– \( g_{\mu\nu} \) tensorê metrîkî ye ku geometrîya feza-demê destnîşan dike,
– \( \Lambda \) sabita kozmolojîk e,
– \( G \) sabîta gravîtasyonê ye,
– \(c \) leza ronahiyê di valahiyê de ye,
– \( T_{\mu\nu} \) tensorê enerjî-momentumê ye ku belavbûna enerjî û momentumê di feza-demê de vedibêje.
Teoriya giştî ya rêlatîvîteyê dihêle ku em diyardeyên cûrbecûr ên ku qanûna gravîtasyonê ya Newton nikare rave bike, wekî lenzkirina gravîtasyonê, pêşdeçûna orbîta Merkurê, û berfirehbûna gerdûnê, fam bikin. Ew her weha hebûna pêlên gravîtasyonê pêşbînî dike, ku yekem car di sala 2015-an de ji hêla Çavdêriya Pêlên Gravîtasyonê ya Interferometreya Lazer (LIGO) ve rasterast hatine tespît kirin.
Vedîtin û Pêşveçûnên Dawî
Vedîtina pêlên gravîtasyonê yek ji mezintirîn destkeftiyên fîzîka nûjen e, ku delîlên rasterast ji bo yek ji pêşbîniyên sereke yên teoriya giştî ya rêlatîvîteyê peyda dike. Ev tespît pencereyek nû vedike bo gerdûnê û lêkolîna bûyerên kozmîk ên ekstrem, wekî pevçûnên di navbera qulên reş û stêrkên notron de.
Herwiha, lêkolînên li ser madeya tarî û enerjiya tarî nîşan didin ku gravîtasyon dibe ku xwedî aliyên ku hîn bi tevahî nehatine famkirin be. Wisa dixuye ku madeya tarî û enerjiya tarî li gerdûnê serdest in, lê ew ronahiyê dernaxin an jî namijin, ji ber vê yekê tespîtkirina wan rasterast dijwar e. Lêbelê, bandorên gravîtasyonê yên madeya tarî dikarin bi rêya lenzkirina gravîtasyonê û tevgera galaksiyan werin dîtin.
Xelasî
Qanûna kişandina erdê yek ji têgehên herî bingehîn û girîng ên fîzîkê ye, ku awayê têgihîştina me ya gerdûnê diguherîne. Ji qanûna kişandina gerdûnî ya Newton bigire heya teoriya nisbîtîya giştî ya Einstein, têgihîştina me ya kişandina erdê bi girîngî pêşketiye. Lêkolîn û vedîtinên dawî hîn jî têgihîştina me dixin ber pirs û kûrtirkirinê, rê li ber vedîtinên pêşerojê vedikin. Giranî hîn jî qadeke lêkolînê ya pir çalak û balkêş e, ku gelek sirên wê hîn nehatine çareserkirin.
