Mercury Perihelion Offset

Merkuriuksen perihelion poikkeava siirtymä on ominaisuus vuonna 1859 löydetyn Merkuriusplaneetan liikkeessä , jolla oli poikkeuksellinen rooli fysiikan historiassa [1] . Tämä siirtymä osoittautui taivaankappaleen ensimmäiseksi liikkeeksi, joka ei tottunut Newtonin yleisen gravitaatiolain [comm. 1] [1] . Fyysikot joutuivat etsimään tapoja muuttaa tai yleistää painovoimateoriaa . Etsintä kruunasi menestyksen vuonna 1915, kun Albert Einstein kehitti yleisen suhteellisuusteorian (GR); yleisen suhteellisuusteorian yhtälöistä seurasi täsmälleen siirtymän arvo, joka todella havaittiin. Myöhemmin mitattiin useiden muiden taivaankappaleiden kiertoradan samanlaisia siirtymiä, joiden arvot myös osuivat yleisen suhteellisuusteorian ennustamiin arvoihin.

Fysiikan Nobel -palkinnon voittaja Richard Feynman totesi [2] , että Newtonin painovoimateoria vahvistettiin pitkään täysin havainnoilla, mutta Merkuriuksen liikkeen hienovaraisen poikkeaman selittämiseksi vaadittiin koko teorian radikaalia uudelleenjärjestelyä. uusi käsitys painovoimasta.

Avaustehoste

Aurinkokunnan planeettojen kiertoradan parametrit muuttuvat näiden planeettojen keskinäisen vaikutuksen vuoksi hitaasti ajan myötä. Erityisesti Merkuriuksen kiertoradan akseli kääntyy vähitellen (kiertoradan tasossa) kiertoradan liikkeen suuntaan [3] ; vastaavasti Aurinkoa lähinnä oleva kiertoradan piste, perihelion (" perihelion precessio ") , myös vuoroja. Pyörimiskulma on noin 500 ″ (kaarisekuntia) 100 maavuotta kohti, joten periheli palaa alkuperäiseen asentoonsa 260 tuhannen vuoden välein [4] .

1800-luvun puolivälissä Newtonin painovoimateoriaan perustuvat tähtitieteelliset laskelmat taivaankappaleiden liikkeistä antoivat erittäin tarkkoja tuloksia, jotka poikkeuksetta vahvistivat havainnot ("tähtitieteellisestä tarkkuudesta" tuli sananlasku). Taivaanmekaniikan voitto vuonna 1846 oli Neptunuksen löytäminen teoreettisesti ennustetusta paikasta taivaalla.

1840- ja 1850-luvuilla ranskalainen tähtitieteilijä Urbain Le Verrier , yksi Neptunuksen löytäjistä, kehitti teorian Merkuriuksen liikkeestä, joka perustui 40 vuoden havaintoihin Pariisin observatoriossa . Vuoden 1859 papereissaan [5] [6] Le Verrier kertoi, että hän havaitsi vuonna 1846 pienen mutta merkittävän eron teorian ja havaintojen välillä - periheli siirtyi jonkin verran nopeammin kuin se seurasi teoriasta. Laskelmissaan Le Verrier otti huomioon kaikkien planeettojen vaikutuksen [4] :

Planeetta	Osallistuminen Merkuriuksen perihelionin siirtymiseen (kaarisekunteina vuosisadassa)
Venus	280,6
Maapallo	083.6
Mars	002.6
Jupiter	152.6
Saturnus	007.2
Uranus	000.1

Seurauksena oli, että Le Verrierin laskema siirtymän teoreettinen arvo oli 526,7″ vuosisadassa, ja havainnot osoittivat noin 565″. Nykyaikaisten päivitettyjen tietojen mukaan siirtymä on hieman suurempi ja on 570″. Ero on siis noin 43 tuumaa vuosisadassa. Vaikka tämä ero on pieni, se ylittää huomattavasti havaintovirheet ja vaatii selitystä [7] .

Anomaliaongelman ratkaisemiseksi esitettiin pääasiassa kahdenlaisia hypoteeseja.

"Materiaaliset hypoteesit": siirtymä johtuu jonkin Auringon lähellä olevan aineen vaikutuksesta.
Uudet painovoimateoriat kuin Newtonin.

Yritetään selittää klassisen painovoimateorian puitteissa

Tulivuori ja vulkanoidit

Le Verrier ehdotti, että poikkeama johtuu tuntemattoman planeetan (tai useiden pienplaneettojen) läsnäolosta Merkuriuksen kiertoradalla. Tätä hypoteesia tuki vakiintunut ranskalainen tähtitieteilijä François Félix Tisserand . Fyysikon Jacques Babinetin ehdotuksesta hypoteettiselle planeetalle annettiin nimi "tulivuori" . Auringon läheisyydestä johtuen paras tapa havaita Vulcan oli auringonpimennys tai Vulcanin kulkiessa Maan ja Auringon välillä. jälkimmäisessä tapauksessa planeetta olisi näkyvissä tummana täplänä, joka ylittää nopeasti aurinkokiekon [8] .

Pian vuoden 1859 julkaisujen jälkeen ranskalainen amatööritähtitieteilijä Edmond Lescarbault ( Edmond Modeste Lescarbault ) raportoi Le Verrierille, että hän havainnoi vuonna 1845 tummaa kohdetta Auringon edessä, rekisteröi sen koordinaatit, mutta ei sitten pitänyt havainnolla asianmukaista merkitystä. . Lescarbaultin tulosten perusteella Le Verrier laski, että esine on kolme kertaa lähempänä Aurinkoa kuin Merkurius, kierrosaika on 19 päivää 7 tuntia ja halkaisija noin 2000 km. Lisäksi, jos tulivuoren tiheys on lähellä Merkuriuksen tiheyttä, sen massa on 1/17 Merkuriuksen massasta. Kuitenkin kappale, jolla on niin pieni massa, ei voi aiheuttaa havaittua muutosta Merkuriuksen perihelionissa, joten Le Verrier ehdotti, että Vulcan ei ole ainoa pieni planeetta Merkuriuksen ja Auringon välillä. Hän laski likimääräisen Vulcanin kiertoradan ja vuonna 1860, kun täydellinen auringonpimennys odotettiin, hän kutsui tähtitieteilijöitä ympäri maailmaa auttamaan Vulcanin löytämisessä. Kaikki havainnot eivät olleet vakuuttavia [9] .

Planeettaa etsittiin useita vuosikymmeniä, mutta silti tuloksetta. Löydöstä oli useita vahvistamattomia raportteja - Auringon näkyvyyttä , auringonpilkkuja sekä tähtiä ja pieniä maapallon lähellä olevia asteroideja, jotka olivat lähellä aurinkolevyä pimennyksen aikana, otettiin uutta planeettaa varten. Jokaisen tällaisen viestin jälkeen tähtitieteilijät laskivat uudelleen väitetyn Vulcanin kiertoradan ja odottivat planeetan löytämistä seuraavan matkan aikana Auringon edessä, mutta se ei ilmestynyt uudelleen [8] . Viimeiset raportit Vulcanin mahdollisesta löydöstä julkaistiin 1970-luvun alussa, syynä oli komeetan putoaminen Auringon päälle [9] .

Vaihtoehto, jossa oli useita pienempiä planeettoja, jotka aiemmin oli nimeltään "Vulcanoids" , testattiin myös huolellisesti. Le Verrier uskoi vulkaanien tai vulkanoidien olemassaoloon elämänsä loppuun asti (1877), mutta ainuttakaan suuren tuntemattoman esineen kulkua aurinkolevyn poikki ei voitu tallentaa luotettavasti [10] . Vuonna 1909 amerikkalaisella tähtitieteilijällä William Wallace Campbellilla oli jo syytä vakuuttavasti todeta, että Merkuriuksen ja Auringon välillä ei ollut halkaisijaltaan yli 50 km:n kappaleita [8] .

Muita hypoteettisia kohteita Merkuriuksen kiertoradalla

Vaihtoehtona on ehdotettu tuntemattoman Mercury-satelliitin (mahdollisesti useita satelliitteja) olemassaoloa. Heidän etsintönsä myös epäonnistui [11] . Toinen hypoteesi, jonka saksalainen tähtitieteilijä Hugo Hans von Zeliger esitti vuonna 1906 , salli hajallaan olevan (haja) ainepilven läsnäolon Auringon ympärillä, jonka näkyvä merkki on horoskooppivalo . Tämä pilvi on Zeligerin mukaan kallistettu ekliptiikan tasoon ja sillä on vähän vaikutusta planeettojen liikkeeseen. Skeptikot vastustivat sitä, että Merkuriuksen perihelion siirtämiseksi tällä pilvellä on oltava merkittävä massa, mutta silloin siitä pitäisi odottaa paljon korkeampaa valoisuutta; lisäksi massiivinen pilvi vaikuttaisi väistämättä Venuksen liikkeeseen, jossa ei havaita vakavia selittämättömiä poikkeavuuksia [12] [13] .

Hollantilainen meteorologi Christopher Buis-Ballot vuonna 1849, jo ennen Le Verrierin työtä, ehdotti, että aurinkoa, kuten Saturnusta, ympäröi rengas (ehkä jopa kaksi rengasta). Le Verrier ja muut tutkijat hylkäsivät tämän hypoteesin huomauttaen, että tällaisia renkaita ei voi olla vakaasti lähellä aurinkoa, ja hypoteesi itsessään on huonosti perusteltu [14] .

Aliarvioitu planeettojen massa

Syynä poikkeamaan saattoi olla yhden planeetan massan aliarviointi (Venus joutui suurimman epäilyn alle). Tätä olettamusta vastaan osoitti kuitenkin se tosiasia, että jos se olisi totta, virheellisestä massasta johtuvia poikkeamia löydettäisiin myös muiden planeettojen lasketuista liikkeistä. Ranskalainen tähtitieteilijä Emmanuel Lay ehdotti, että vaikutus johtuu useiden syiden yhdistelmästä: taittuminen , Venuksen hieman alimassa ja havaintovirheet; Newcombin tutkimuksen jälkeen (katso alla) poikkeaman todellista olemassaoloa ei enää epäilty [15] .

Muut selitysyritykset

Mahdollisia syitä Merkuriuksen perihelionin siirtymiseen oli Auringon aksiaalinen puristuminen navoissa. Havainnot eivät kuitenkaan paljastaneet Auringon riittävää litistymistä selittämään vaikutusta [16] . Vuoden 1975 mittausten mukaan aurinkokiekon aksiaalinen puristus on vain kaarisekunteja [17] . $0{,}0184\pm 0{,}0125$

1870-luvulta lähtien alkoi ilmestyä ensimmäiset hypoteesit, joiden mukaan poikkeaman lähde liittyy universumin ei-euklidiseen geometriaan ( Schering , Killing , myöhemmin (1900-luvulla) Schwarzschild ja Poincaré ) [18] . Saksalainen tähtitieteilijä Paul Harzer oli taipuvainen uskomaan, että avaruuden kaarevuus on positiivinen, koska silloin universumin tilavuus on rajallinen ja gravitaatio- ja fotometristen paradoksien kaltaiset ongelmat katoavat [19] . Merkuriuksen periheelin siirtymää ei kuitenkaan voitu selittää tällä hypoteesilla - laskelmat osoittivat, että tämä vaatii uskomattoman suuren avaruuden kaarevuuden [18] .

Hugo Hans von Seeliger tutki vuonna 1906 oppilaansa, tähtitieteilijä Ernst Andingin ( Ernst Anding ) hypoteesia: kiinteisiin tähtiin liittyvä koordinaattijärjestelmä on ei-inertiaalinen ja planeetoihin liittyvä on inertia . Tämä epätavallinen oletus teki mahdolliseksi selittää kaikki tunnetut planeettapoikkeamat parametrien valinnan avulla. Anding oletti myös useiden pölypilvien olemassaolon, jotka tuottavat eläinradan valoa lähellä aurinkoa. Monet tiedemiehet arvostelivat Anding-Seliger-mallia tuhoisan kritiikin takia keinotekoisena ja fysiikan kannalta epäuskottavana - erityisesti Erwin Freundlich ja Harold Jeffries osoittivat, että eläinradan valon lähde on liian harvinainen, jotta sillä olisi mallissa vaadittu massa [ 20] .

Kritiikkiä Simon Newcombilta

Vuonna 1895 johtava amerikkalainen tähtitieteilijä Simon Newcomb julkaisi tulokset neljän sisäisen planeetan ( Merkurius , Venus , Maa ja Mars ) kiertoradan laskemisesta . Hän vahvisti poikkeaman olemassaolon Merkuriuksen liikkeessä ja määritti sen arvon: 43" Le Verrierin 38" sijaan [21] . Newcomb ei uskonut tuntemattomien planeettojen olemassaoloon Merkuriuksen kiertoradalla ja totesi, että tämä hypoteesi on "täysin poissuljettu", ja hän itse täsmensi Venuksen massan hautaamalla kaikki oletukset, joiden mukaan sen arvio oli merkittävästi aliarvioitu [22] .

Newcomb havaitsi periheliosiirtymän paitsi Merkuriukselle myös Marsille, ja vähemmän varmuudella myös Venukselle ja Maalle (niiden kiertoradat ovat melkein pyöreitä, joten näiden kahden planeetan havaittu muutos oli lähellä mittausvirhettä) [ 22] . Samaan aikaan Buys-Ballotin hypoteesi Auringon ympärillä olevasta renkaasta hylättiin lopulta , koska mitään sen parametrien valintaa ei voida käyttää todellisen siirtymän saamiseksi sekä Merkuriukselle että Marsille samanaikaisesti; samanlaisia vaikeuksia aiheutti olettamus asteroidijärjestelmästä. Newcomb huomautti myös, että sekä hypoteettinen rengas että massiivinen hajaaine Auringon lähellä aiheuttaisivat Venuksen ja Merkuriuksen kiertoradan solmujen siirtymisen , mikä on ristiriidassa havaintojen kanssa [23] . Newcombin havainnot ja laskelmat vahvisti arvovaltainen ranskalainen tähtitieteilijä François Felix Tisserand [18] .

Ehdotuksia klassisen painovoimateorian muuttamiseen

Newtonin yleisen painovoiman lakia on yritetty parantaa 1700-luvun puolivälistä lähtien. A. C. Clairaut teki ensimmäisen yrityksen vuonna 1745 selittääkseen kuun liikkeen poikkeavuuksia. Muistelmissaan Maailman järjestelmästä painovoiman alun mukaan Clairaut ehdotti Newtonin lain sijaan:

F = G \cdot {m_1 \cdot m_2\over R^2}

toinen, yleisempi kaava:

F=G\cdot {m_{1}\cdot m_{2}\left({\frac {1}{R^{2}}}+{\frac {a}{R^{4}}}\oikea )}

Tässä on gravitaatiovoima, on kappaleiden massa, on kappaleiden välinen etäisyys, on gravitaatiovakio yhtä suuri kuin m³/(kg s²), on ylimääräinen kalibrointivakio. $F$ $m_{1}, m_{2}$ $R$ $G$ $6{,}67384(80)\cdot 10^{{-11}}$ $a$

Myöhemmin (1752) Clairaut tuli siihen johtopäätökseen, että klassinen laki riittää selittämään Kuun liikkeen kaikkine poikkeavuuksin. Clairaut tiivisti työnsä lopulliset tulokset tutkielmaan nimeltä " Kuun teoria, joka on johdettu yhdestä vetovoimaperiaatteesta, kääntäen verrannollinen etäisyyksien neliöihin ". Siitä huolimatta Clairaut'n idea on useissa matemaattisissa formulaatioissa esiintynyt toistuvasti tähtitieteen historiassa, muun muassa selittämään Merkuriuksen perihelionin muutosta [24] .

Mallit ilman nopeusriippuvuutta

Vuonna 1895 julkaistussa artikkelissa Simon Newcomb tutki tapaa selittää poikkeavaa yleismaailmallisen gravitaatiolain muutosta . Yksinkertaisin muutos on muuttaa etäisyyden neliö hieman suuremmaksi:

F=G\cdot {m_{1}\cdot m_{2} \over R^{{2+\delta }}}

Tällöin perihelionin siirtymä yhden kierroksen aikana on yhtä suuri kuin [25] :

{\frac {2\pi }{{\sqrt {1-\delta ))))\noin 2\pi \left(1+{\frac {\delta }{2))\right),

eli lisäpoikkeama on $\delta \pi .$

Tämä oletus tunnetaan "Hallin hypoteesina", amerikkalainen tähtitieteilijä Asaph Hall julkaisi sen vuotta aiemmin (1894) [26] . Arvo mahdollistaa Merkuriuksen perihelionin poikkeavan siirtymän selityksen [27] . Uuden gravitaatiolain lisäetu Newtonin lakiin verrattuna oli se, että se ei luonut gravitaatioparadoksia [28] – äärettömän universumin gravitaatiokentän potentiaali ei muuttunut äärettömäksi. $\delta =0{,}000\,000\,157\,4$

Useat tiedemiehet (erityisesti Weber ja Ritz ) osoittivat kiinnostusta tähän lähestymistapaan, vaikka kritiikkiä olikin - he huomauttivat esimerkiksi, että Hallin laissa gravitaatiovakiolle on määritettävä pituuden murto-osa. Lisäksi Newcombin laskelmat osoittivat, että Marsin periheelin siirtymä uuden lain mukaan osoittautuu kaukana todellisesta [29] . $G$

Myös painovoimalain hieman yleisempi versio tutkittiin - lausekkeen lisääminen Newtonin kaavaan kääntäen verrannollinen tai . Newcomb kuitenkin hylkäsi myös tämän vaihtoehdon, koska siitä seurasi esimerkiksi se, että kahden lähellä olevan kohteen vetovoima Maan päällä on epätodennäköisen suuri [30] [31] . $R^{3}$ $R^4$

Zeliger ja Neumann ehdottivat toista muutosta yleisen gravitaatiolain:

F=G\cdot {m_{1}\cdot m_{2} \over R^{2}}e^{{-\lambda R}}

Siinä lisäkerroin mahdollistaa nopeamman painovoiman pienenemisen etäisyydellä kuin Newtonin. Vaimennuskertoimen valinta mahdollisti myös Merkuriuksen perihelionin siirtymisen selityksen, mutta tässä tapauksessa Venuksen, Maan ja Marsin liike lakkasi vastaamasta havaintoja [32] . $e^{{-\lambda R}}$ $\lambda$

Vuonna 1897 amerikkalainen tähtitieteilijä Ernest William Brown julkaisi erittäin tarkkoja taulukoita Kuun liikkeistä, mikä heikensi suuresti Hallin hypoteesin uskottavuutta [33] . Samanaikaisesti (1896) Hugo Hans von Seeliger tutki kolmea Newtonin lain muunnelmaa, mukaan lukien Hallin lakia, ja osoitti, että ne kaikki ovat eri mieltä havaintojen kanssa. Vuonna 1909 Newcomb tuli myös siihen tulokseen, että gravitaatiokenttä kuvataan Newtonin klassisella lailla [34] .

Nopeudesta riippuvat mallit

Jotkut fyysikot ehdottivat voiman riippuvuuden kappaleiden nopeudesta sisällyttämistä painovoimalakiin [31] . Merkurius eroaa muista planeetoista paitsi Auringon läheisyydessä, myös suuremmassa nopeudessaan, joten oli ehdotuksia, että se oli nopeus, joka oli vastuussa perihelionin lisäsiirtymästä. Näiden ideoiden kirjoittajat viittasivat myös sähködynamiikan lakeihin , joissa voiman riippuvuus nopeudesta hyväksyttiin yleisesti [35] .

Ensimmäiset tämänkaltaiset mallit, jotka kehitettiin 1800-luvun jälkipuoliskolla analogisesti Weberin tai Maxwellin sähködynamiikan kanssa , antoivat liian pienen perihelion siirtymän (enintään 6-7" vuosisadassa). Heidän kirjoittajiensa oli pakko olettaa, että ehkä osa poikkeamasta johtuu painovoiman riippuvuudesta nopeudesta ja loput jonkin tuntemattoman aineen vaikutuksesta lähellä aurinkoa [35] . Huolimatta siitä, että sellaiset merkittävät fyysikot kuin Lorentz , Wien , Poincaré , Zöllner ja muut käsittelivät tätä ongelmaa, he eivät päässeet tyydyttävään yhteisymmärrykseen havaintojen kanssa [36] .

Walter Ritzin (1908) " ballistinen teoria " herätti eniten kiinnostusta . Tässä mallissa gravitaatiovuorovaikutusta toteuttavat hypoteettiset hiukkaset, jotka, kuten Ritz toivoi, myös muodostavat kaikki sähkömagneettiset ilmiöt. Kirjoittaja kirjoitti voimakaavan analogisesti sähködynamiikan kanssa. Ritz kuoli 31-vuotiaana (1909), ennen kuin hän ehti kehittää teoriaansa, mutta sen vilkas keskustelu jatkui vielä vuosikymmenen ajan. Ritz-mallissa Merkuriuksen, Venuksen ja Maan sekä Kuun perihelion siirtymät olivat jo lähellä todellista. Samaan aikaan Ritz-malli oli ristiriidassa valonnopeuden pysyvyyden periaatteen kanssa ja ennusti useita uusia astrofysikaalisia vaikutuksia, joita ei vahvistettu. Loppujen lopuksi ballistinen teoria ei pystyisi kilpailemaan Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian ( GRT) kanssa, joka on loogisemmin virheettömämpi ja kokemuksen vahvistama: esimerkiksi Ritzin teorian ennustama valon taipuma gravitaatiokentässä on neljänneksen pienempi. kuin Einsteinin. 1920-luvulla kiinnostus Ritzin teoriaa kohtaan hiipui [37] .

Toinen yleisen suhteellisuusteorian kilpailija oli saksalaisen fyysikon Paul Gerberin teoria , joka julkaistiin vuonna 1898 [38] . Myös sähködynaamisen analogian perusteella Gerber ehdotti kaavaa gravitaatiopotentiaalille [39] :

V={\frac {\mu }{r\left(1-{\frac {1}{c}}{\frac {dr}{dt}}\right)^{2}}},

missä:

\mu ={\frac {4\pi ^{2}A^{3}}{\tau ^{2}}}

A

- suuri puoliakseli ;

\tau

- kiertoaika .

Jos nopeus on pieni verrattuna valonnopeuteen , Gerberin kaava muuttuu gravitaatiopotentiaalin klassiseksi lausekkeeksi: ${\frac {dr}{dt))$ $c$

V={\frac {\mu }{r))

Uudesta laista Gerber johti saman kaavan Merkuriuksen perihelion siirtymälle kuin yleisessä suhteellisuusteoriassa (katso alla). Tätä johtopäätöstä ja Gerberin teorian koko sisältöä kritisoivat monet tunnetut fyysikot useista syistä: useiden oletusten mielivaltaisuudesta, Lorentzin invarianssin puuttumisesta , virheellisestä arvosta valonsäteiden poikkeamakulmalle gravitaatiokentässä (yksi ja puoli kertaa suurempi kuin Einsteinin), pitkän kantaman toiminta jne. [39] Max von Laue kirjoitti vuonna 1920, että "Gerber yksinkertaisesti sääti oikean [numeerisen kertoimen] arvon muuttamalla vastaavasti ilman fyysistä perustetta hänen kahden matemaattista lähestymistapaa edeltäjät" ( W. Scheibner ja F. Tisserand ) [ 40] .

Kuten N. T. Rosever totesi, "mikään näistä teorioista ei ole kestänyt yleistä suhteellisuusteoriaa vahvistavien klassisten vaikutusten koetta , ja valonsäteiden taipuman vaikutuksen mittaukset ovat olleet heille kompastuskivi" [41] .

Ratkaisu yleisen suhteellisuusteorian puitteissa

Erityisen suhteellisuusteorian (SRT) luomisen jälkeen vuonna 1905 A. Einstein tajusi, että gravitaatioteoriasta on kehitettävä relativistinen versio, koska Newtonin yhtälöt eivät olleet yhteensopivia Lorentzin muunnosten ja Newtonin painovoiman etenemisnopeuden kanssa. oli ääretön. Yhdessä vuoden 1907 kirjeistä Einstein kertoi [42] :

Nyt olen myös mukana tutkimassa painovoimalakia suhteellisuusteorian näkökulmasta; Toivon, että tämä antaa minulle mahdollisuuden valaista Merkuriuksen kiertoradan perihelionin vielä selittämätöntä suurta maallista siirtymää.

Ensimmäiset luonnokset relativistisesta painovoimateoriasta julkaisivat 1910-luvun alussa Max Abraham , Gunnar Nordström ja Einstein itse. Abrahamille Merkuriuksen perihelion siirtymä oli kolme kertaa pienempi kuin todellinen, Nordströmin teoriassa jopa siirtymän suunta oli virheellinen, Einsteinin versio vuodelta 1912 antoi arvon kolmanneksen pienempi kuin havaittu [43] .

Vuonna 1913 Einstein otti ratkaisevan askeleen - hän siirtyi skalaarista gravitaatiopotentiaalista tensoriesitykseen , tämä laite mahdollisti ei-euklidisen aika-avaruusmetriikan kuvaamisen riittävästi . Vuonna 1915 Einstein julkaisi lopullisen version uudesta gravitaatioteoriastaan, nimeltään " yleinen suhteellisuusteoria " (GR). Siinä, toisin kuin Newtonin mallissa, massiivisten kappaleiden lähellä avaruus- aikageometria eroaa huomattavasti euklidisesta , mikä johtaa poikkeamiin planeettojen klassisesta liikeradalta [43] .

18. marraskuuta 1915 Einstein laski (suunnilleen) tämän poikkeaman [44] ja sai lähes tarkan vastaavuuden havaittuun 43″ vuosisadassa. Se ei vaatinut vakioiden säätöä eikä tehnyt mielivaltaisia oletuksia [45] . Jos nimeämme:

$M$ on Auringon massa ;
$c$ on valon nopeus ;
$A$ on planeetan kiertoradan puolipääakselin suuruus ;
$e$ on kiertoradan epäkeskisyys ;
$T$ - kiertoaika ,

sitten planeetan perihelion lisäsiirtymä ( radiaaneina per kierros) yleisessä suhteellisuusteoriassa saadaan kaavalla [46] :

\delta \varphi \ \noin \ {\frac {6\,\pi \,G\,M}{c^{2}\,A\,\left(1-e^{2}\oikea))) \ =\ {\frac {24\,\pi ^{3}\,A^{2}}{T^{2}\,c^{2}\,\left(1-e^{2}\ oikein)))

Merkuriukselle tämä kaava antaa 42,98 tuumaa vuosisadassa, mikä sopii erinomaisesti havaintojen kanssa. Einstein-yhtälöiden tarkka ratkaisu , jonka Karl Schwarzschild sai kaksi kuukautta myöhemmin (tammikuussa 1916 kenttäyhtälöiden lopullisen version löytämisen jälkeen), vahvisti yllä olevan kaavan.

Vuoteen 1919 asti, jolloin Arthur Eddington löysi valon gravitaatiopoikkeaman, selitys Merkuriuksen perihelionin muutokselle oli ainoa kokeellinen vahvistus Einsteinin teorialle. Vuonna 1916 Harold Jeffreys ilmaisi epäilynsä yleisen suhteellisuusteorian riittävyydestä, koska se ei selittänyt Venuksen kiertoradan solmujen siirtymistä , kuten Newcomb on aiemmin osoittanut. Vuonna 1919 Jeffreys peruutti vastalauseensa, koska uusien tietojen mukaan Venuksen liikkeestä ei löytynyt poikkeavuuksia, jotka eivät sopineet Einsteinin teoriaan [47] .

Siitä huolimatta OTO:n kritiikki jatkui jonkin aikaa vuoden 1919 jälkeen. Jotkut tähtitieteilijät ilmaisivat mielipiteen, että Merkuriuksen perihelionin teoreettisen ja havaitun siirtymän yhteensopivuus voi olla sattumaa, tai kiistivät havaitun arvon 43″ luotettavuuden [47] . Nykyaikaiset tarkat mittaukset ovat vahvistaneet GR:n [48] [49] arviot planeettojen ja asteroidien perihelionin siirtymästä .

Perihelion siirtymän poikkeava osa,
kaarisekuntia vuosisadassa

Taivaankappale	teoreettinen arvo	Havaittu arvo
Merkurius	00043,0	0043,1±0,5
Venus	00008.6	0008,4 ± 4,8
Maapallo	00003.8	0005,0±1,2
Mars	00001.35	0001,1±0,3
Ikarus (asteroidi)	00010.1	0009,8±0,8

Suuri virhe Venuksen ja Maan tiedoissa johtuu siitä, että niiden kiertoradat ovat melkein pyöreitä.

GR-kaava varmistettiin myös kaksoispulsaaritähdelle PSR B1913 +16 , jossa kaksi massaltaan Auringon kanssa vertailukelpoista tähteä pyörivät lähietäisyydellä, ja siksi kummankin periastronin relativistinen siirtymä (analogisesti perihelionin kanssa) on erittäin suuri. suuri. Havainnot osoittivat 4,2 asteen muutosta vuodessa, mikä on täysin sopusoinnussa yleisen suhteellisuusteorian kanssa [50] [51] [52] . Suurin periastronimuutos havaittiin vuonna 2003 löydetyssä kaksoispulsarissa PSR J0737−3039 17 astetta vuodessa; vuoden 2005 mittaukset osoittivat, että järjestelmän dynamiikka vastasi GR-ennusteita 0,05 %:n tarkkuudella luottamusvälissä [53] [54] . $3\sigma$

Vuonna 2020 on saatu päätökseen yli 30 vuoden mittaukset relativistisesta periastronin siirtymisestä tähden liikkeelle galaksimme keskellä olevan kompaktin radiolähteen Sagittarius A* (oletettavasti musta aukko ) ympärillä . Mittaukset suoritti saksalainen Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics. Tulokset olivat täysin yhtäpitäviä yleisen suhteellisuusteorian ennusteiden kanssa [55] [56] .

Gravitaatiovuorovaikutuksen mekanismi painovoiman kvanttiteorian näkökulmasta

Yksi mahdollisista gravitaatiovuorovaikutuksen mekanismin selityksistä, yleisen suhteellisuusteorian mallia laajentava, ottaa huomioon Feynman-kaavioiden kielellä kuvattujen prosessien vuorovaikutuksen virtuaalisten gravitonien vuorovaikutuksen kanssa. Jos hyväksymme tällaisen mallin, Merkuriuksen kiertoradan perihelionin siirtyminen selittyy Merkuriuksen Auringon vetovoiman yhden silmukan gravitonikaavioiden summalla [57] .

Katso myös

Muistiinpanot

Kommentit

↑ "Väärinkäyttäytyminen" oli aiemmin havaittu Enckessä , ilmeisesti johtuen haihtuvien aineiden reaktiivisesta rekyylistä, ja Kuussa, katso Vuorovesikiihtyvyys , mutta nämä vaikutukset eivät olleet kyseenalaisia painovoimateoriassa.

Lähteet

↑ 1 2 Rosever N. T., 1985 , s. 9-10.
↑ Feynman R. Fysikaalisten lakien luonne . - Toim. 2. - M .: Nauka, 1987. - S. 155 . – 160 s. - (Bibl. Quantum, numero 62).
↑ Subbotin M.F., 1968 , s. 65.
↑ 1 2 Rosever N. T., 1985 , s. 17.
↑ Le Verrier U. Théorie de mouvement de Mercure (ranska) // Ann. Tarkkaile. imp. - 1859. - Voi. 5, 1-96 .
↑ Le Verrier U. Lettre de M. Le Verrier à M. Faye sur la théorie de Mercure et sur le mouvement du périhélie de cette planète (ranska) // Comptes rendus hebdomadaires des séances de l'Académie des sciences. - 1859. - Voi. 49 . - s. 379-383 .
↑ Clemence GM Suhteellisuusvaikutus planeettojen liikkeissä // Katsaus modernista fysiikasta . - 1947. - Voi. 19 . - s. 361-364 . - doi : 10.1103/RevModPhys.19.361 .
↑ 1 2 3 Isaac Asimov. Planeetta, joka ei ollut (englanniksi) (toukokuu 1975). Haettu: 6. toukokuuta 2014.
↑ 12 Paul Schlyter . Hypoteettiset planeetat . Haettu: 7.5.2014.
↑ Richard Baum, William Sheehan. Planet Vulcania etsimässä, The Ghost in Newton's Clockwork Machine . - New York: Plenum Press, 1997. - ISBN 0-306-45567-6 .
↑ Rosever N. T., 1985 , s. 7-8, 33-36, 46, 61-62.
↑ Rosever N. T., 1985 , s. 84-90, 97-117.
↑ Subbotin M.F., 1968 , s. 61.
↑ Rosever N. T., 1985 , s. 37-39, 60.
↑ Rosever N. T., 1985 , s. 20-21, 31, 34, 47.
↑ Rosever N. T., 1985 , s. 54-55, 59-60.
↑ Hill HA, Stebbins RT Auringon luontainen visuaalinen oblateness // Astrophys. Journal. - 1975. - Numero. 200 . - s. 471-483.
↑ 1 2 3 Vizgin V.P., 1981 , s. 36-37.
↑ Gartser P. Tähdet ja avaruus. // Uusia ideoita matematiikassa. Pietari: Koulutus, 1913, nro. 3, s. 71-116.
↑ Rosever N. T., 1985 , s. 98-116.
↑ Newcomb S. Neljän sisäplaneetan alkuaineet ja tähtitieteen perusvakiot. Suppl. olen. Ephem. naut. tavoite. 1897 Yhdysvaltain hallitus. Painotoimisto, Washington, DC, 1895.
↑ 1 2 Rosever N. T., 1985 , s. 49-51, 57-58.
↑ Rosever N. T., 1985 , s. 49-51, 57-63.
↑ Bogorodsky A.F., 1971 , s. 35-58.
↑ Rosever N. T., 1985 , s. 19.
↑ Hall A. Ehdotus Merkuriuksen teoriassa // Astr . J. - 1894. - Voi. 14 . - s. 49-51 .
↑ Florin N. Diacu. Mücket-Trederin gravitaatiolaista // Uusia suuntauksia Hamiltonin järjestelmille ja taivaanmekaniikalle / toimittanut Lacomba Ernesto A, Llibre Jaume. - 3.7.1996. - S. 127. - 407 s. — ISBN 9789814547901 .
↑ Gravitaatioparadoksi // Fysikaalinen tietosanakirja (5 osassa) / Toimittanut akad. A. M. Prokhorova . - M .: Neuvostoliiton tietosanakirja , 1988. - T. 1. - ISBN 5-85270-034-7 .
↑ Rosever N. T., 1985 , s. 65-67.
↑ Newcomb S. Merkuriuksen kauttakulkua vuosina 1677–1881 koskevien havaintojen keskustelu ja tulokset. Astr. Pap. olen. Ephem. naut. Aim., t, 367-487. Yhdysvaltain hallitus Painotoimisto, Washington, DC, 1882.
↑ 1 2 Rosever N. T., 1985 , s. 55-56.
↑ Vizgin V.P., 1981 , s. 34-35.
↑ Subbotin M.F., 1968 , s. 63.
↑ Rosever N. T., 1985 , s. 8, 44, 82-83, 89-90.
↑ 1 2 Rosever N. T., 1985 , s. 139-161.
↑ Vizgin V.P., 1981 , s. 44-49, 56-63.
↑ Rosever N. T., 1985 , s. 161-168.
↑ Gerber, P. Die räumliche und zeitliche Ausbreitung der Gravitation // Zeitschrift für Mathematik und Physik. - 1898. - Voi. 43. - s. 93–104.
↑ 1 2 Rosever N. T., 1985 , s. 168-176.
↑ Max von Laue . Merkuriuksen perihelion liikkeestä (historiallinen ja kriittinen essee) // Laue M. Artikkelit ja puheet. - M .: Nauka, 1969. - S. 86-89 .
↑ Rosever N. T., 1985 , s. 179.
↑ Zelig K. Albert Einstein. - 2. painos - M .: Atomizdat , 1966. - S. 74.
↑ 1 2 Rosever N. T., 1985 , s. 180-186.
↑ Einstein A. Selitys Merkuriuksen perihelionin liikkeestä yleisessä suhteellisuusteoriassa // Tieteellisten julkaisujen kokoelma 4 osana. - T. I. - S. 439-447.
↑ Pais A. Albert Einsteinin tieteellinen toiminta ja elämä . - M .: Nauka, 1989. - S. 245-248. — 568 s. — ISBN 5-02-014028-7 .
↑ Landau L. D. , Lifshitz E. M. Kenttäteoria. - 5. painos, tarkistettu ja laajennettu. — M .: Nauka , 1967. — 460 s. - (" Teoreettinen fysiikka ", osa II). , § 98 "Liike keskisymmetrisessä gravitaatiokentässä".
↑ 1 2 Rosever N. T., 1985 , s. 113-117.
↑ Kevin Brown. Epänormaalit paineet . Reflections on Relativity (2012). Käyttöönottopäivä: 14.4.2014.
↑ Subbotin M.F., 1968 , s. 66.
↑ Taylor JH, Fowler LA, McCulloch P. M. Yleisten relativististen vaikutusten mittaukset binääripulsarissa PSR1913 + 16 // Nature . - 1979. - Ei. 277 . - s. 437 .
↑ Binääripulsar PSR 1913+16 . Käyttöönottopäivä: 15. huhtikuuta 2014. (määrätön)
↑ Narlikar J. Painovoima ilman kaavoja. - M .: Mir, 1985. - S. 88. - Levikki 50 000 kappaletta.
↑ M. Kramer et ai. Yleisen suhteellisuusteorian testit kaksoispulsarin ajoituksesta // Tiede . - 2006. - 6. lokakuuta ( nide 314 , painos 5796 ). - s. 97-102 . - doi : 10.1126/tiede.1132305 .
↑ Robert Naey. Einstein läpäisi uudet testit .
↑ (Kirjoittajakollektiivi GRAVITY Collaboration). Schwarzschildin precession havaitseminen S2-tähden kiertoradalla lähellä Galaktisen keskuksen massiivista mustaa aukkoa // Astronomy & Astrophysics. - 2020. - T. 636.
↑ ESO-teleskooppi tarkkailee "tähtitanssia" supermassiivisen mustan aukon ympärillä, vahvistaa Einstein oikeassa . Euroopan eteläinen observatorio. (määrätön)
↑ Lev Okun . Fysiikan peruskäsitteet ja lait sekä aineen alkuainehiukkasten ominaisuudet // Raportti Venäjän tiedeakatemian puheenjohtajistossa 27. lokakuuta 2009 - Elementy.ru

Kirjallisuus

Bogorodsky A.F. Universaali gravitaatio. - Kiova: Naukova Dumka, 1971. - 351 s.
Vizgin V.P. Relativistinen gravitaatioteoria. Alkuperä ja muodostuminen. 1900-1915 - M .: Nauka, 1981. - 352 s.
Klimishin I. A. Relativistinen tähtitiede. - 2. painos - M .: Nauka, 1989. - S. 35-41. — ISBN 5-02-014074-0 .
Rosever N. T. Merkuriuksen perihelion. Le Verrieristä Einsteiniin = Merkuriuksen periheli. Le Verrieristä Einsteiniin. - M .: Mir, 1985. - 244 s.
Spassky B. I. Fysiikan historia, kahdessa osassa . - M . : Korkeakoulu, 1977.
Subbotin M. F. Johdatus teoreettiseen tähtitiedoon. - M .: Nauka, 1968. - S. 58-67.
Earman J., Janssen M. Einsteinin selitys Merkuriuksen perihelionin liikkeestä // Gravitation vetovoima: Uusia tutkimuksia yleisen suhteellisuusteorian historiasta: Einstein Studies, osa 5. - Boston: Birkhãuser, 1993. - s. 129-149 . — 432 s. — ISBN 3764336242 .

Linkit

Kevin Brown. Epänormaalit paineet . Pohdintoja suhteellisuusteoriasta . Käyttöönottopäivä: 14.4.2014.
Chris Pollock. Mercury's Perihelion (englanniksi) (maaliskuu 2003). Haettu: 5. huhtikuuta 2014.

Merkurius

Maantiede

Tunnelma
Geologia
Magnetosfääri
Kartografia
Ilmasto

yleiset termit	Albedon yksityiskohdat Vuoret Harjanteet laaksot Tasangot kielekkeitä
Suuret kohokuvioidut yksityiskohdat	Sobkowin tasangolla Heat Plain pohjoinen tasango Lämpövuoret Hirow Ledge Ledge Discovery Victoria Ledge Hemskerkin kieleke Kieleke Mirny Ridge Schiaparelli Haystack Valley
Suurimmat kraatterit	Rembrandt Beethoven Dostojevski Shakespeare Tolstoi Rafael Homer

Tutkimus

"Mariner-10" (lennot 1974-1975)
"Messenger" (kiertoradalla 2011-2015)
BepiColombo (julkaisu vuonna 2018)
"Mercury-P" (suunnitelma, julkaisu vuoden 2031 jälkeen)

Muut

Portaali: Tähtitiede
Wikimedia Commons: Mercury