Yörünge
Tarihi

Tarihsel olarak, gezegenlerin görünür hareketleri Avrupalı ve Arap filozoflar ve astronomlar tarafından göksel küreler yaklaşımı kullanılarak tanımlanmıştır. Bu model yıldızların ve gezegenlerin bağlı olduğu hareket eden kusursuz kürelerin veya halkaların varlığını öne sürüyordu. Bu bakış açısı göklerin kürenin hareketinden ayrı olarak sabit bir biçimde kaldığını varsayıyor ve herhangi bir kütleçekim anlayışı geliştirmiyordu. Gezegenlerin hareketlerinin daha doğru bir şekilde hesaplanabilmesiyle deferent ve episikl gibi teorik mekanizmalar bu anlayışa eklenmiştir. Gökyüzündeki gezegen konumlarının doğru bir şekilde tahmin edilebilmesine imkan verse de bu model hesaplamaların tutarlılığı açısından çok daha fazla sayıda episikllere ihtiyaç duymaktaydı. Bu nedenle model zamanla geçerliliğini ve kullanışlılığını geniş oranda yitirmeye başladı. Başlangıçta yermerkezli yani jeosentrik olan bu model, modeli basitleştirmeye yardımcı olmak amacıyla Kopernik tarafından Güneş'i merkeze yerleştirecek şekilde değiştirildi. 16. yüzyılda gökküreden geçmekte olan kuyruklu yıldızların gözlemlenmesiyle birlikte modelin tutarlılığı daha da tartışmalı hale geldi.
Modern yörünge anlayışının temelleri gezegen hareketlerini üç adet yasa ile özetleyen Johannes Kepler tarafından oluşturulmuştur. Bunlardan ilkinde, Kepler daha önceki dönemlerde varsayılandan farklı olarak Güneş'in gezegen yörüngelerinin tam merkezinde olmadığını fakat odağında olduğunu, bu nedenle Güneş Sistemi'ndeki gezegen yörüngelerinin dairesel veya episikl değil eliptik olduğunu bulmuştur. İkincisinde, Kepler her gezegenin yörünge hızının önceden düşünüldüğü gibi sabit olmadığını, hızın gezegenin Güneş'e olan uzaklığına bağlı olduğunu keşfetmiştir. Üçüncüsünde ise, Kepler Güneş'in etrafında dönen tüm gezegenlerin yörünge özellikleri arasında evrensel bir ilişkiyi formüle etmiştir. Buna göre, gezegenlerin Güneş'e olan uzaklıklarının karesi yörünge periyotlarının karesi ile orantılıdır. Örneğin, Jüpiter ve Venüs sırasıyla Güneş'ten yaklaşık olarak 5,2 ve 0,723 AU uzaklıkta bulunmaktadırlar. Bu gezegenlerin yörünge periyotları ise yine sırasıyla yaklaşık 11,86 ve 0,615 yıldır. Jüpiter'in 5,23/11,862 oranı ile Venüs'ün 0,7233/0,6152 oranı pratikte birbirine eşit olup, Kepler'in ortaya attığı yasa ile uyumludur. Bu kuralları karşılayan idealleştirilmiş yörüngeler Kepler yörüngeleri olarak bilinir.
Isaac Newton, Kepler'in yasalarının yerçekimi teorisinden türetilebileceğini ve genel olarak yerçekimine maruz kalan cisimlerin yörüngelerinin birer konik kesit olduğunu göstermiştir (burada yerçekimi kuvvetinin anlık olarak yayıldığı varsayılmaktadır). Newton, bir çift cisim için yörüngelerin boyutlarının kütleleriyle ters orantılı olduğunu ve bu cisimlerin ortak kütle merkezlerinin etrafında döndüklerini kanıtlamıştır. Cisimlerden birinin diğerinden çok daha kütleli olduğu durumlarda (bir gezegenin etrafında dönen yapay bir uydu örneğinde olduğu gibi), kütle merkezini daha kütleli olan cismin merkeziyle çakışıyor kabul etmek uygun bir yaklaşımdır.
Newton mekaniğindeki ilerlemeler Kepler yörüngelerinin arkasındaki basit varsayımları, örneğin diğer cisimlerden kaynaklanan pertürbasyonları ya da küresel cisimlerden ziyade küre benzeri cisimlerin etkisini keşfetmek için kullanıldı. Joseph-Louis Lagrange, Newton mekaniğine kuvvetten çok enerjiyi vurgulayan yeni bir yaklaşım geliştirdi ve Lagrange noktalarını keşfederek üç cisim probleminde ilerleme kaydetti. Urbain Le Verrier, 1846'da klasik mekaniğin dramatik bir şekilde doğrulanmasıyla, Uranüs'ün yörüngesindeki açıklanamayan bozulmalara dayanarak Neptün'ün konumunu tahmin edebildi.
Albert Einstein 1916 tarihli Genel Görelilik Teorisinin Temeli adlı makalesinde yerçekiminin uzay-zamanın eğriliğinden kaynaklandığını açıklamış ve Newton'un değişimlerin anlık olarak yayıldığı varsayımını ortadan kaldırmıştır. Bu durum astronomların Newton mekaniğinin yörüngeleri anlamada en yüksek doğruluğu sağlamadığını fark etmelerine yol açmıştır. Görelilik teorisinde yörüngeler jeodezik yörüngeleri takip eder ve bu yörüngeler genellikle Newton tahminlerine oldukça iyi oranda yaklaşır (çok güçlü yerçekimi alanlarının ve çok yüksek hızların olduğu durumlar hariç) ancak aradaki farklar ölçülebilirdir. Esasen, teoriler arasında ayrım yapabilen tüm deneysel kanıtlar, deneysel ölçüm doğruluğu dahilinde görelilik teorisini kabul etmektedir. Genel göreliliğin asıl haklılığı, ilk olarak Le Verrier tarafından kaydedilen Merkür'ün günberi presesyonundaki açıklanamayan miktarı açıklayabilmesidir. Bununla birlikte, Newton'un çözümü, kullanımı önemli ölçüde daha kolay ve yeterince doğru olduğu için çoğu kısa vadeli amaç için hala kullanılmaktadır.