Güneş, yalnızca gökyüzümüzde parlayan bir yıldız değil; aynı zamanda Güneş Sistemi’nin kütlesinin %99,8’ini oluşturur. Dünyadan 330 bin kat daha ağırdır ve gezegenlerin, kuyruklu yıldızların hatta uzak asteroitlerin yörüngelerini belirleyen temel çekim gücüdür. Peki ama bu devasa yıldızın kütlesi nasıl ölçüldü? Onu terazinin üzerine koyamayacağımıza göre bilim insanları bunu nasıl başardı? İşin sırrı, yüzyıllar önce keşfedilen fizik yasaları ve mantığın gücünde gizli.
Güneş’in Kütlesi Neden Önemlidir?
Güneş’in kütlesini bilmek, uyduların ve uzay sondalarının yörüngelerinin hesaplanmasını sağladı. Aynı zamanda yıldız evrimi, diğer yıldız sistemlerinin incelenmesi ve gezegen oluşumu hakkında da derinlemesine bilgi elde edilmesini mümkün kıldı.
Gezegen Tartmaktan Yıldız Tartmaya: Kütle Nasıl Ölçülür?
İnsanlık tarihinin başlangıcından bu yana cisimleri tartmak için çeşitli teraziler kullanıldı: ilk olarak basit kol terazileri, sonra yaylı ve elektronik teraziler. Ancak söz konusu bir gezegen veya yıldız olduğunda durum çok daha karmaşık hale gelir.
17. yüzyılda Alman astronom Johannes Kepler, gezegenlerin eliptik yörüngelerde hareket ettiğini ve bu hareketin üç temel yasaya uyduğunu keşfetti. Bunlardan en önemlisi olan üçüncü yasa, bir gezegenin yörünge süresinin karesi ile yörüngesinin büyük yarıçapının küpü arasında doğrudan bir ilişki olduğunu söyler. Kısacası: gezegen, Güneş’ten ne kadar uzaktaysa o kadar yavaş hareket eder.
Ancak Kepler, bunun neden böyle olduğunu bilmiyordu. Bu soruya yanıtı Isaac Newton verdi.
Newton’un Cevabı: Evrensel Çekim Yasası
Newton, Kepler’in yasalarını yerçekimi ile ilişkilendirerek evrensel çekim yasasını ve ikinci hareket yasasını (F = ma) ortaya koydu. Bu yasalar, bir cisim etrafında dönen herhangi bir nesnenin yörüngesinin, merkezi cismin kütlesine bağlı olduğunu açıkladı.
Bu bilgi sayesinde, bilim insanları gezegenlerin kütlesini onların uydularına bakarak hesaplamayı öğrendi. Örneğin: Dünya ile Ay arasındaki mesafe, Ay’ın hareket hızı ve bir turunu tamamladığı süre bilindiğinde, Dünya’nın kütlesi hesaplanabiliyordu.
Ancak bu hesaplamalarda her zaman bir bilinmeyen vardı: evrensel çekim sabiti (G). Bu değer olmadan kütle hesaplamaları doğru şekilde yapılamıyordu.
Yerçekimi Sabiti Nasıl Hesaplandı? Kütle Hesaplamasında Dönüm Noktası
1798 yılında İngiliz bilim insanı Henry Cavendish, “Dünya’yı tartmak” olarak bilinen devrim niteliğinde bir deney gerçekleştirdi. Kıvrılabilir terazi adlı bir düzenek kullandı. Bu düzende küçük kurşun toplar, yakınlarına yerleştirilen büyük kurşun ağırlıklar sayesinde hafifçe dönerdi. Bu dönüş açısı sayesinde Cavendish, tarihte ilk kez G sabitini ölçtü:
G = 6.674 × 10⁻¹¹ N·m²/kg²
Bu oldukça küçük bir değerdir; bu yüzden insanlar arası çekim kuvvetini hissetmeyiz.
Elde edilen bu sabit sayesinde, diğer bilinen değerlerle birlikte Dünya’nın kütlesi hesaplanabildi:
g (yerçekimi ivmesi)
R (Dünya’nın yarıçapı)
G (evrensel çekim sabiti)
Formül:
M = g × R² / G
Ve sonuç:
Dünya’nın kütlesi = 5,97 × 10²⁴ kg (yaklaşık 6 sekstilyon ton!)
Peki Güneş’in Kütlesi Nasıl Hesaplandı?
Dünya’nın kütlesi bilindikten sonra, Güneş’in kütlesini hesaplamak daha kolay hale geldi. Çünkü Dünya, Güneş etrafında onun çekim kuvveti sayesinde döner. Yıldız ne kadar büyükse, çekim kuvveti de o kadar fazladır.
Newton’un yerçekimi yasasına göre yapılan hesaplamalar, Güneş’in kütlesinin Dünya’dan tam 332.946 kat daha büyük olduğunu ortaya koydu.
Bugün bilinen en güncel değer:
Güneş’in kütlesi = 1.989 × 10³⁰ kg
(Yani yaklaşık 2 nonilyon ton!)
Bu kütle, Güneş Sistemi’nin toplam kütlesinin %99,866’sını oluşturur.
Diğer Gezegenlerin Kütlesiyle Karşılaştırma
Güneş dışındaki tüm gezegenlerin kütlesi, kalan %0,134’lük dilime girer. Bunun dağılımı ise şöyle:
-
%68 – Jüpiter (tüm gezegenlerin toplamından daha ağırdır!)
-
%30 – Satürn, Uranüs ve Neptün
-
<%2 – Merkür, Venüs, Dünya, Mars ve asteroit kuşağı
Bu rakamlar, Dünya da dahil olmak üzere iç gezegenlerin Güneş’e kıyasla neredeyse “kozmik toz” kadar önemsiz kütleye sahip olduğunu gösteriyor.