Зрушэнне перыгелія Меркурыя

]]

**Анамальнае зрушэнне перыгелія Меркурыя** — выяўленая ў 1859 годзе асаблівасць руху планеты Меркурый, якая згуляла выключную ролю ў гісторыі фізікі. Гэта зрушэнне аказалася першым рухам нябеснага цела, якое не падпарадкоўвалася ньютанаўскаму закону сусветнага прыцягнення, што доўгі час ньютанаўская тэорыя прыцягнення цалкам пацвярджалася назіраннямі, але для тлумачэння ледзь прыкметнага адхілення ў руху Меркурыя спатрэбілася карэнная перабудова ўсёй тэорыі на аснове новага разумення гравітацыі.

## Адкрыццё эфекта 
Параметры арбіт планет Сонечнай сістэмы з-за ўзаемнага ўплыву гэтых планет з часам павольна мяняюцца. У прыватнасці, вось арбіты Меркурыя паступова паварочваецца (у плоскасці арбіты) у бок арбітальнага руху, адпаведна, ссоўваецца і бліжэйшы да Сонца пункт арбіты — перыгелій («прэцэсія перыгелія»). Вуглавая скорасць павароту складае прыкладна 500" (вуглавых секунд) за 100 зямных гадоў, так што ў зыходнае становішча перыгелій вяртаецца кожныя 260 тыс. гадоў Левер'е паведаміў, што выявіў невялікае, але істотнае разыходжанне тэорыі з назіраннямі — перыгелій ссоўваўся некалькі хутчэй, чым гэта выцякала з тэорыі. У сваіх разліках Левер'е ўлічыў уплыў усіх планет:

У выніку разлічанае Левер'е тэарэтычнае значэнне зрушэння склала 526,7" за стагоддзе, а назіранні паказалі прыкладна 565". Па сучасных удакладненых дадзеных зрушэнне некалькі вышэй і роўна 570". Такім чынам, розніца складае каля 43" за стагоддзе.

Для тлумачэння прычыны эфекту выказваліся гіпотэзы ў асноўным двух тыпаў.
* «Матэрыяльныя гіпотэзы»: зрушэнне выклікана ўплывам нейкай матэрыі паблізу Сонца.
* Новыя тэорыі прыцягнення, адрозныя ад ньютанаўскай.

## Спробы тлумачэнні ў рамках класічнай тэорыі прыцягнення 
### Вулкан і вулканоіды 
Левер'е выказаў здагадку, што анамалія тлумачыцца наяўнасцю невядомай планеты (або некалькіх малых планет) унутры арбіты Меркурыя. Гэтую гіпотэзу падтрымаў аўтарытэтны французскі астраном Франсуа Фелікс Тысеран. Па прапанове фізіка Жака Бабінэ гіпатэтычнай планеце далі імя «Вулкан». З-за яе блізкасці да Сонца найлепшым спосабам выявіць Вулкан былі назіранні ў час сонечнага зацьмення або ў час праходжання Вулкана паміж Зямлёй і Сонцам; у апошнім выпадку планета была б бачная як цёмная пляма, якая хутка перасякае сонечны дыск.

Неўзабаве пасля публікацый 1859 года французскі астраном-аматар Эдмон Лескарбо (Edmond Modeste Lescarbault) паведаміў Левер'е, што у 1845 годзе назіраў перад Сонцам цёмны аб'ект, зарэгістраваў яго каардынаты, аднак тады не надаў назіранню належнага значэння. Левер'е па выніках Лескарбо вылічыў, што аб'ект ўтрая бліжэй да Сонца, чым Меркурый, перыяд абароту складае 19 дзён 7 гадзін, дыяметр каля 2000 км. Пры гэтым, калі шчыльнасць Вулкана блізкая да шчыльнасці Меркурыя, яго маса складае  масы Меркурыя. Аднак цела з такой невялікай масай не можа выклікаць назіранае зрушэнне перыгелія Меркурыя, таму Левер'е выказаў здагадку, што Вулкан — не адзіная малая планета паміж Меркурыем і Сонцам. Ён разлічыў прыкладную арбіту Вулкана і ў 1860 годзе, калі чакалася поўнае сонечнае зацьменне, заклікаў астраномаў усяго свету пасадзейнічаць у выяўленні Вулкана. Усе назіранні аказаліся безвыніковымі.

Планету шукалі некалькі дзесяцігоддзяў, але па-ранейшаму без усякага поспеху. Было яшчэ некалькі непацверджаных паведамленняў аб адкрыцці — за новую планету прымалі сонечныя пратуберанцы, сонечныя плямы, а таксама зоркі і дробныя калязямныя астэроіды, блізка размешчаныя да дыска Сонца ў час зацьмення. Пасля кожнага такога паведамлення астраномы зноў разлічвалі арбіту меркаванага Вулкана і чакалі, што пры наступным праходжанні перад Сонцам планета будзе паўторна знойдзена, але яна больш не з'яўлялася. У 1909 годзе амерыканскі астраном Уільям Уолес Кэмпбэл ўжо меў падставы ўпэўнена заявіць, што паміж Меркурыем і Сонцам няма аб'ектаў, большых за 50 км у дыяметры.

Гуга Ганс фон Зеелігер ў 1906 годзе даследаваў гіпотэзу свайго вучня, астранома Эрнста Андзінга (*Ernst Anding*): сістэма каардынат, звязаная з нерухомымі зоркамі, неінерцыяльная, а звязаная з планетамі — інерцыяльная. Гэта незвычайнае дапушчэнне дазваляла з дапамогай падбору параметраў растлумачыць усе вядомыя планетныя анамаліі. Андзінг таксама пастуляваў існаванне некалькіх пылавых аблокаў, якія ствараюць задыякальнае святло паблізу Сонца. Многія навукоўцы падверглі мадэль Андзінга — Зеелігера знішчальнай крытыцы як штучную і з пункта гледжання фізікі непраўдападобную — у прыватнасці, Эрвін Фройндліх і Гаральд Джефрыс даказалі, што крыніца задыякальнага святла занадта разрэджаная, каб мець патрабаваную ў мадэлі масу.

## Крытыка з боку Саймана Ньюкама 
]]

У 1895 годзе свае вынікі разлікаў арбіт чатырох унутраных планет (Меркурыя, Венеры, Зямлі і Марса) апублікаваў вядучы амерыканскі астраном Сайман Ньюкам. Ён пацвердзіў наяўнасць анамаліі ў руху Меркурыя і ўдакладніў яе значэнне: 43" замест 38" у Левер’е. У існаванне невядомых планет унутры арбіты Меркурыя Ньюкам не верыў і заявіў, што гэтая гіпотэза «цалкам выключаецца», а масу Венеры ён сам удакладніў, пахаваўшы ўсе здагадкі, што яе ацэнка істотна заніжана.

Ньюком выявіў зрушэнне перыгелія не толькі ў Меркурыя, але і у Марса, а таксама, з меншай упэўненасцю, у Венеры і Зямлі (іх арбіты амаль кругавыя, таму было адзначана для гэтых двух планет зрушэнне было блізка да хібнасці вымярэння). Значэнне ~\delta=0{,}0000001564 дазваляе растлумачыць анамальнае зрушэнне перыгелія Меркурыя. Дадаткова годнасцю новага закона прыцягнення ў параўнанні з ньютанаўскім быў той факт, што ён не ствараў гравітацыйнага парадоксу — патэнцыял поля прыцягнення бясконцага Сусвету не звяртаўся ў бясконцасць.

Шэраг навукоўцаў (у прыватнасці, Вебер і Рытц) праявілі цікавасць да такога падыходу, хоць былі і крытыкі — паказвалі, напрыклад, на тое, што ў законе Хола пастаяннай прыцягнення G даводзіцца прыпісваць дробную размернасць даўжыні. Да таго ж разлікі Ньюкама паказалі, што зрушэнне перыгелія Марса па новым законе атрымліваецца далёкім ад фактычнага.

Даследаваўся і некалькі больш агульны варыянт закона прыцягнення — даданне ў формуле Ньютана выразу, адваротна прапарцыянальнага R^3 або R^4. Аднак Ньюком адхіліў і гэты варыянт, паколькі з яго вынікала, напрыклад, што прыцягненне двух блізкіх прадметаў на Зямлі непраўдападобна вялікае.

У 1897 годзе амерыканскі астраном Эрнэст Уільям Браўн апублікаваў вельмі дакладныя табліцы руху Месяца, чым значна падарваў давер да гіпотэзы Хола. Адначасова (1896) Гуга Ганс фон Зеелігер даследаваў тры варыянты мадыфікацыі закона Ньютана, уключаючы закон Хола, і паказаў, што ўсе яны не стасуюцца з назіраннямі. У 1910 Ньюкам таксама прыйшоў да высновы, што гравітацыйнае поле апісваецца класічным законам Ньютана.

### Мадэлі з залежнасцю ад скорасці 
Некаторыя фізікі прапаноўвалі ўвесці ў закон прыцягнення залежнасць сілы ад скорасці цел. Зыходзячы таксама з электрадынамічнай аналогіі, Гербер прапанаваў формулу для гравітацыйнага патэнцыялу:
: V=\frac {\mu} {r \left(1- \frac {1} {c} \frac {dr} {dt} \right)^2},
дзе:
:  \mu=\frac {4\pi^2A^3} {\tau^2}
: A — вялікая паўвось;
: \tau — перыяд абарачэння.
Калі скорасць \frac {dr} {dt} малая ў параўнанні са скорасцю святла c, то формула Гербера пераходзіць у класічны выраз для гравітацыйнага патэнцыялу:

: V=\frac {\mu} {r}.

З новага закона Гербер вывеў тую ж формулу для зрушэння перыгелія Меркурыя, што і ў АТА (гл. ніжэй). Гэтая выснова і ўвесь змест тэорыі Гербера падвергліся крытыцы з боку многіх бачных фізікаў па некалькіх прычынах: адвольнасць шэрага дапушчэнняў, адсутнасць Лорэнц-інварыянтнасці, памылковае значэнне для вугла адхілення светлавых прамянёў у полі прыцягнення (у паўтара раза вышэй эйнштэйнаўскага), дальнадзеянне і інш.:

Зараз я таксама займаюся даследаваннем закона прыцягнення з пазіцый тэорыі адноснасці; спадзяюся, гэта дазволіць мне праліць святло на яшчэ не растлумачанае вялікае векавое зрушэнне перыгелія арбіты Меркурыя.

Першыя накіды рэлятывісцкай тэорыі прыцягнення апублікавалі ў пачатку 1910-х гадоў Макс Абрахам, Гунар Нордстрэм і сам Эйнштэйн. У Абрахама зрушэнне перыгелія Меркурыя было ўтрая менш рэальнага, у тэорыі Нордстрэма памылковым быў нават напрамак зрушэння, версія Эйнштэйна 1912 года давала значэнне на трэць меншае за назіранае.

У 1913 годзе Эйнштэйн зрабіў вырашальны крок — перайшоў ад скалярнага гравітацыйнага патэнцыялу да тэнзарнага прадстаўлення, гэты апарат дазволіў адэкватна апісаць неэўклідавую метрыку прасторы-часу. У 1915 годзе Эйнштэйн апублікаваў канчатковы варыянт сваёй новай тэорыі прыцягнення, якая атрымала назву «агульная тэорыя адноснасці» (АТА). У ёй, у адрозненне ад ньютанаўскай мадэлі, паблізу масіўных цел геаметрыя прасторы-часу прыкметна адрозніваецца ад эўклідавай, што прыводзіць да адхіленняў ад класічнай траекторыі руху планет. 18 лістапада 1915 года Эйнштэйн разлічыў (набліжана) гэта адхіленне і атрымаў практычна дакладнае супадзенне з назіранымі 43" у стагоддзе. Пры гэтым не спатрэбілася ніякай падгонкі канстант і не рабілася ніякіх адвольных дапушчэнняў.

Дакладнае рашэнне ўраўненняў Эйнштэйна, атрыманае Карлам Шварцшыльдам праз два месяцы (студзень 1916), паказала, што перыгеліі планет сапраўды павінны мець дадатковае зрушэнне ў параўнанні з ньютанаўскай тэорыяй. Калі ўвесці абазначэнні:

* M — маса Сонца;
* c — скорасць святла;
* A — велічыня вялікай паўвосі арбіты планеты;
* e — эксцэнтрысітэт арбіты;
* T — перыяд абароту,

то дадатковае зрушэнне перыгелія планеты (у радыянах за абарот) у АТА даецца формулай:

Для Меркурыя гэтая формула дае 42,98" за стагоддзе ў выдатнай адпаведнасці з назіраннямі.

Да 1919 года, калі Артур Эдзінгтан выявіў гравітацыйнае адхіленне святла, тлумачэнне зрушэння перыгелія Меркурыя было адзіным эксперыментальным пацвярджэннем тэорыі Эйнштэйна. У 1916 годзе Гаральд Джэфрыс выказаў сумненне ў адэкватнасці АТА, паколькі яна не тлумачыла зрушэнне вузлоў арбіты Венеры, раней паказанае Ньюкамам. У 1919 годзе Джэфрыс зняў свае пярэчанні, паколькі, паводле новых дадзеных, ніякіх анамалій ў руху Венеры, якія не ўкладваліся бы ў тэорыю Эйнштэйна, выяўлена не было.

Тым не менш крытыка АТА працягвалася некаторы час і пасля 1919 года. Некаторыя астраномы выказвалі меркаванне, што супадзенне тэарэтычнага і назіранага зрушэння перыгелія Мэркурыя можа быць выпадковым, ці аспрэчвалі дакладнасць.

Вялікая хібнасць дадзеных для Венеры і Зямлі выклікана тым, што іх арбіты амаль кругавыя.

Формула АТА была праверана таксама для двайной зоркі-пульсара PSR B1913+16, у якой дзве зоркі, па масе параўнальныя з Сонцам, круцяцца на блізкай адлегласці, і таму рэлятывісцкае зрушэнне перыястра (аналага перыгелія) кожнай вельмі вялікае. Назіранні паказалі зрушэнне на 4,2 градуса ў год, у поўнай згодзе з АТА.

## Гл. таксама 
* Альтэрнатыўныя тэорыі гравітацыі
* Гісторыя астраноміі
* Гісторыя фізікі
* Меркурый

## Заўвагі 
## Крыніцы 
## Літаратура 
* 
* 
* 
* 
* 

## Спасылкі 
* 
* 

Катэгорыя:Агульная тэорыя адноснасці
Катэгорыя:Меркурый
Катэгорыя:Нябесная механіка
Катэгорыя:Гісторыя фізікі
Катэгорыя:Гісторыя астраноміі