annesinin bahçesinde otururken kafasına elma düşen bir İngiliz matematikçi ile gelecekti.
Newton ve elma hikâyesinin içinde ufak bir gerçeklik payı var, ancak elma kafasına düşmedi. En azından güvenilen biyografi Memoirs of Sir Isaac Newton’s Life (1752) isimli kitaba göre böyle. Newton, kitabın yazarı William Stukeley’ye, yerçekimi teorisini, akşam yemeğinden sonra bahçede çay içtikleri sırada, bir elmanın yere düştüğünü gördükten sonra keşfettiğini söylemiş.
Newton’ın temel kavrayışı, evrendeki her cismin bir diğerine karşı çekim kuvveti uygulamasıyla alakalıydı. Elma yeryüzüne doğru çekiliyordu, bu yüzden düştü. Düşmesi devam etmemişti, çünkü yere çarpmıştı. Newton fark etti ki eğer elmayı yeterli bir yüksekliğe ve hıza çıkarabilirsek yeryüzü araya girmeyeceği için Dünya’nın etrafında dolanarak düşmeye devam ederdi. Dünya’nın yörüngesinde dönerdi. Akıl yürütmedeki bu devrimsel sıçramayı Ay’ı düşünerek yaptı. Ay, Dünya’nın yörüngesinde elmanın düşme sebebiyle aynı sebepten dönüyordu, çünkü onun yolunu kesen hiçbir şey yoktu. Bunların hepsi iki cisim arasındaki çekim kuvvetinden kaynaklanıyordu.
Yerçekimi hakkındaki düşüncelerini, 1687 yılında Doğa Felsefesinin Matematiksel İlkeleri (Philosophiæ Naturalis Principia Mathematica) adlı kitabında yayımladı. Bu kitap, hareketin yasaları da dahil olmak üzere, muazzam önemdeki diğer düşüncelerini de içeriyordu. Newton kitapta, iki cisim arasındaki çekim kuvvetinin, cisimlerin arasındaki mesafenin karesiyle ters oran-tılı olduğunu belirtti. Yani eğer iki cisim arasındaki mesafeyi iki katına çıkarırsanız çekim kuvveti çeyrek orana düşer. Mesafeyi üç katına çıkardığınızda bu kuvvet, dokuzda bire düşer. Düşüncelerini bu kadar güçlü yapan şey ise Kepler’in gezegen hareketleri yasasını açıklamak için, hem evrensel çekim kanununu hem de hareket yasalarını kullanmasıydı (bkz. 34. sayfa). Etkili bir şekilde “Gezegenlerin neden Güneş’in etrafında döndüğünü biliyorum ve bunu kanıtlayabilirim, çünkü fikirlerim Kepler’in buldukları ile aynı sonuçları verdi,” diyordu.
Kepler’in ikinci yasasına bir bakalım. Bu yasa, bizlere Güneş ve bir gezegen arasındaki çizginin aynı sürede eşit alanları taradığını söylüyordu. Bir başka deyişle gezegenler Güneş’e yakınken hızlanıyor, uzaklaştığında ise yavaşlıyordu. İşte Newton, gezegenlerin bu davranışına bir açıklama getirdi. İki cisim arasındaki çekim, birbirlerine yaklaştıkça artıyor, uzaklaştıkça zayıflıyordu. Bir gezegen, Güneş’e yakın olduğunda daha kuvvetli bir çekim alanına giriyor ve gezegenin hızı artıyor; Güneş’ten uzaklaşırken ise bu çekimin gücü düşüyor ve dolayısıyla gezegen yavaşlamaya başlıyor.
Bu arada Newton’ın başyapıtı neredeyse basılmayacaktı. The Royal Society2 tüm bütçesini Balıkların Tarihi adlı başarısız bir kitap için kullanmıştı. Daha sonra astronom Edmund Halley olaya dahil oldu ve baskı masraflarının hepsini karşıladı. Bunu yaparak tüm zamanların en önemli kitaplarından birinin (bilimsel olsun veya olmasın) günümüze ulaşmasını sağladı.
Düşen elmanın hayal gücünü canlandırdığı sıralarda Newton ayrıca, prizmalarla ve ışıkla ilgileniyordu. Bu cam bloklarla deney yapmak yeni bir şey değildi ve prizmaya giren beyaz ışığın birçok farklı renkte çıktığı da uzun süredir biliniyordu. Ancak geçerli görüş, ışığı renklendiren şeyin prizmaların ta kendisi olduğuydu. Işığın kendisi saf beyazdı.
Newton, bu görüşün yanlışlığını basit ama zekice bir deneyle kanıtladı. 1666 yılında güneşli bir günde penceresinin tamamını, içeriye ışık giremeyecek şekilde kapladı ve kaplamaya yalnızca çok az güneş ışınının girebileceği küçücük bir delik açtı. Işığın geçtiği yola bir prizma koydu ve beklendiği gibi gökkuşağının renkleri ortaya çıktı. Deneyin zekice olan kısmına gelirsek: Bu renklerin yoluna ters çevrilmiş ikinci bir prizma yerleştirdi.
Gerçekten de ikinci prizma, ayrı renklerin hepsini birleştirerek bunları tekrar beyaz bir ışığa çevirdi. Demek ki prizmalar beyaz ışığa renk falan eklemiyordu. Beyaz ışık, prizmaların ayırabildiği (veya birleştirebildiği) farklı renklerin karışımından oluşmalıydı. Newton, bulduğu sonuçları 1672’de yayımladı.
Işığın özellikleri ile alakalı bu temel anlayış, modern astronominin birçok alanının bel kemiğini oluşturdu. İlerleyen bölümlerde göreceğimiz gibi, astronomlar bu bilgilere defalarca başvurdu.
Newton 1668 yılında yeni bir teleskop türü tasarladı. Önceki teleskoplar mercekli (refraktör) teleskoplardı, bu teleskoplar ışığı mercekler aracılığıyla kırıyor veya büküyordu. Newton’ın aynalı (yansıtıcı) teleskopu, refraktör teleskoplarla ilgili en büyük sorunu çözüyordu: Renk sapması. Çünkü mercekler, ışığın her bir rengini tıpkı prizmaların yaptığı gibi biraz farklı bir şekilde büküyordu, yani hepsinin odak noktası farklıydı.
Newton teleskopunda ise ışık tepeden giriyor ve dipteki içbükey aynaya vuruyor. Bu ışık boruya yansıtılıyor, düz olan ikinci bir aynaya çarpıyor ve odaklanılan görüntüyü yandaki göz merceğine yansıtıyor.
Günümüzde devasa teleskopların hepsi aynalı, çünkü mercekli teleskopların büyüklüğünün bir sınırı var. Bu teleskoplarda ışık, merceğin içinden geçmek zorunda, yani merceği yanlardan sabitlemelisiniz. Çok büyük bir mercek kullanırsanız kendi ağırlığı yüzünden eğilir ve artık ışığı düzgünce odaklayamaz. Ancak bir ayna, arkadan da desteklenebilir. Dünya’nın en büyük mercekli teleskopu bir metrelik merceğe sahipken, en büyük yansıtıcı teleskopun on metreyi aşan bir çapı var.
17. yüzyılın sonları, ışığın doğasına dair fikirlerimiz için devrimsel bir zamandı. Isaac Newton renklerin kökeniyle ilgili değerli keşifler yaparken Danimarkalı astronom Ole Römer de ışığın ne kadar hızlı hareket ettiği konusunda çalışmalar yapıyordu.
1670’li yıllarda Paris Kraliyet Gözlemevi’nin astronomları, Jüpiter’in dört Galileo uydusunun ölçümlerini yapmak için Tycho Brahe’nin Ven adasındaki Uraniborg Gözlemevi’ne gittiler. Amaçları, gezegen tarafından tutulmaya girdiklerinde görüşten ne zaman kaybolduklarını not etmekti. Römer ise Fransız astronom Jean Picard’ın yerel asistanıydı ve Uraniborg’daki işleri biter bitmez Römer’e, Paris’te bir iş teklifi sunuldu.
Uyduların gözlemlenmesi kafa karıştırıcı bir bilmeceyi ortaya çıkardı: Newton’ın çekim kuvvetine göre yapılan hesaplamalara rağmen, tutulmalar bazen erken bazen de geç gerçekleşiyordu. 1676 yılına gelindiğinde Römer, gözlemevinin yöneticisi Giovanni Cassini’nin çalışmalarına dayanarak açıklamayı keşfetmişti. İleri sürdükleri şey, ışığın uzayda seyahatinin belli bir zaman aldığıydı. Önceden ise ışık hızının sonsuz olduğu, yani A noktasından B noktasına aniden gittiği düşünülüyordu. Gelgelelim Jüpiter ve Dünya yakınken tutulmaların erken, Jüpiter ve Dünya birbirinden uzakken de tutulmaların gecikmeli gerçekleştiği görülüyordu. Bunun üzerine Römer, Dünya ve Güneş arasındaki mesafeyi aşması için, ışığın on bir dakikaya ihtiyacı olduğunu hesaplamıştı. Bu hız, saniyede 220.000.000 (220 milyon) metreye denk geliyordu.
Günümüzde ışık hızının saniyede 299.792.458 (299 küsur milyon) metre olduğunu biliyoruz, yani Römer ve Cassini aslında çok da alakasız bir sonuç bulmamışlardı. Ancak asıl önemli olan şey buldukları sonuç değil, ışık hızının limitli olduğunu kesin şekilde kanıtlamalarıydı; ışık