Аномальний зсув перигелію Меркурія — виявлена 1859 року особливість руху планети Меркурій, яка відіграла виняткову роль у історії фізики. Цей зсув виявився першим рухом небесного тіла, що не підкорявся ньютонівському закону всесвітнього тяжінняПеред тим «неправильну поведінку» відзначали у комети Енке, мабуть, через реактивну віддачу летких речовин, і в Місяця, див. Припливне прискорення, однак ці ефекти не ставили під сумнів теорію тяжіння.. Перед фізиками постала необхідність шукати шляхи модифікувати або узагальнити теорію тяжіння. Пошуки увінчалися успіхом 1915 року, коли Альберт Ейнштейн розробив загальну теорію відносності (ЗТВ); з рівнянь ЗТВ випливало саме спостережуване значення зсуву. Пізніше дослідники виміряли аналогічні зміщення орбіт кількох інших небесних тіл, значення яких також збіглися з передбаченнями ЗТВ.
Лауреат Нобелівської премії з фізики Річард Фейнман відзначив, що довгий час ньютонівська теорія тяжіння повністю відповідала спостереженням, але щоб пояснити ледь помітне відхилення в русі Меркурія знадобилася докорінна перебудова всієї теорії на основі нового розуміння гравітації.
Відкриття ефекту Параметри орбіт планет Сонячної системи через взаємовплив цих планет із часом зазнають повільних змін. Зокрема, вісь орбіти Меркурія поступово повертається (у площині орбіти) у бік орбітального руху, відповідно, зазнає зсуву й найближча до Сонця точка орбіти — перигелій («прецесія перигелію»). Кутова швидкість повороту становить приблизно 500" (кутових секунд) за 100 земних років, а отже повний оберт перигелій робить за кожні 260 тис. років.
У середині XIX століття астрономічні розрахунки руху небесних тіл, засновані на ньютонівській теорії тяжіння, давали надзвичайно точні результати, які збігалися зі спостереженнями («астрономічна точність» увійшла в приказку). Тріумфом небесної механіки 1846 року стало відкриття Нептуна в теоретично передбаченому місці небосхилу. У 1840-1850-их роках французький астроном Урбен Левер'є, один із першовідкривачів Нептуна, на основі 40-річних спостережень Паризької обсерваторії розробив теорію руху Меркурія. У своїх статтях 1859 року Левер'є повідомив, що виявив невелику, але суттєву розбіжність теорії зі спостереженнями — перигелій зміщувався дещо швидше, ніж випливало з теорії. У своїх розрахунках Левер'є врахував вплив усіх планет: Планета Внесок у зсув перигелію Меркурія (у кутових секундах за сторіччя) Венера 280,6 Земля 83,6 Марс 2,6 Юпітер 152,6 Сатурн 7,2 Уран 0,1 У підсумку теоретичне значення зсуву, яке розрахував Левер'є, становило 526,7" за століття, а зі спостережень виходило приблизно 565", тобто різниця, становила близько 38". За сучасними уточненими даними зсув трохи більший і дорівнює 570", таким чином, різниця становить близько 43" за століття.
Щоб пояснити причини ефекту висували гіпотези переважно двох типів: «Матеріальні гіпотези»: зміщення викликане впливом якоїсь матерії поблизу Сонця. Нові теорії тяжіння, відмінні від ньютонівської.
Спроби пояснити в рамках класичної теорії тяжіння
Вулкан і вулканоїди Левер'є припустив, що аномалію можна пояснити наявністю невідомої планети (або кількох малих планет) всередині орбіти Меркурія. Цю гіпотезу підтримав авторитетний французький астроном Франсуа Фелікс Тіссеран. За пропозицією фізика Жака Бабіне гіпотетичній планеті дали назву «Вулкан». Через її близькість до Сонця найкращим способом виявити Вулкан були спостереження під час сонячного затемнення або під час проходження Вулкана між Землею й Сонцем; в останньому випадку планету було б видно як темну пляму, що швидко перетинає сонячний диск.
Невдовзі після публікацій 1859 року французький астроном-аматор Едмон Лескарбо (Edmond Modeste Lescarbault) повідомив Левер'є, що 1845 року спостерігав перед Сонцем темний об'єкт, зареєстрував його координати, однак тоді не надав спостереженню належного значення. Левер'є за результатами Лескарбо обчислив, що об'єкт перебуває втричі ближче до Сонця, ніж Меркурій, а період його обертання становить 19 днів 7 годин, діаметр — близько 2000 км. При цьому, якщо щільність Вулкана близька до щільності Меркурія, то його маса становила б 1/17 маси Меркурія. Однак, тіло з такою невеликою масою не може викликати спостережуваний зсув перигелію Меркурія, тому Левер'є припустив, що Вулкан — не єдина мала планета між Меркурієм і Сонцем. Він розрахував приблизну орбіту Вулкана і 1860 року, напередодні повного сонячного затемнення, закликав астрономів усього світу посприяти у виявленні Вулкана. Усі спостереження виявилися марними.
Планету шукали кілька десятиліть, але безуспішно. Було ще кілька непідтверджених повідомлень про відкриття — за нову планету приймали сонячні протуберанці, сонячні плями, а також зорі й дрібні навколоземні астероїди, що близько розташовані до диску Сонця під час затемнення. Після кожного такого повідомлення астрономи заново розраховували орбіту передбачуваного Вулкана й чекали, що під час наступного проходження перед Сонцем планету знайдуть, але вона більше не з'являлася. Останні повідомлення про можливе відкриття Вулкана були опубліковані на початку 1970-х років, причиною стало падіння комети на Сонце.
Варіант із кількома малими планетами, яких заздалегідь назвали «вулканоїдами», був також ретельно перевірений. Левер'є вірив у існування Вулкана або вулканоїдів до кінця життя (1877), однак жодного проходження якого-небудь великого невідомого об'єкта по диску Сонця достеменно зареєструвати не вдалося. 1909 року американський астроном Вільям Воллес Кемпбелл вже мав підстави впевнено заявити, що між Меркурієм і Сонцем немає об'єктів більших, ніж 50 км у діаметрі.
Інші гіпотетичні об'єкти всередині орбіти Меркурія
Як альтернативу висловлювали припущення, що існує невідомий супутник Меркурія (можливо, декілька супутників). Їх пошук також нічого не дав. Ще одна гіпотеза, яку висловив 1906 року німецький астроном Гуґо фон Зелігер, припускала наявність навколо Сонця розсіяної (дифузної) хмари речовини, видимою ознакою якої слугує зодіакальне світло. Ця хмара, за Зеелігером, нахилена до площини екліптики і слабко впливає на рух планет. Скептики заперечували, що для зміщення перигелію Меркурія ця хмара повинна мати значну масу, але тоді від неї слід очікувати набагато вищого рівня світності; крім того, масивна хмара неминуче впливала б на рух Венери, в якому серйозних непояснених аномалій не відзначається.
Голландський метеоролог Христофор Бейс-Баллот 1849 року, ще до робіт Левер'є, припустив, що Сонце, подібно до Сатурна, оточене кільцем (можливо, навіть двома кільцями). Левер'є й інші вчені відкинули цю гіпотезу, вказавши, що такі кільця не зможуть стабільно існувати поблизу Сонця, та й сама гіпотеза погано аргументована.
Занижена маса планет Причиною аномалії могла стати занижена оцінка маси однієї з планет (під найбільшу підозру підпадала Венера). Однак проти цього припущення свідчив той факт, що, якби це було так, то аномалії через неправильну масу виявилися б і в розрахованих рухах інших планет. Французький астроном Еммануель Ляі припустив, що ефект викликаний накладенням декількох причин: рефракцією, трохи заниженою масою Венери й помилками спостереження.
Інші спроби пояснення Серед можливих причин зміщення перигелію Меркурія називали осьове стиснення Сонця біля полюсів. Спостереження, однак, не виявили у Сонця стиснення, достатнього щоб пояснити ефект. За даними вимірів 1975 року, осьове стиснення сонячного диска становить лише кутових секунд.
Від 1870-х років почали з'являтися перші гіпотези про те, що джерело аномалії пов'язане з неевклідовою геометрією Всесвіту (, , пізніше (1900-ті роки) Шварцшильд і Пуанкаре). Німецький астроном схилявся до думки, що кривина простору позитивна, оскільки тоді об'єм Всесвіту скінчений, і такі проблеми, як гравітаційний і фотометричний парадокси, відпадаютьГарцер П. Звезды и пространство. // Новые идеи в математике. СПб.: Образование, 1913, вып. 3, с. 71—116.. Проте пояснити зсув перигелію Меркурія за допомогою цієї гіпотези не вдалося — розрахунки показали, що для цього кривина простору має бути неправдоподібно великою.
Гуґо фон Зелігер у 1906 році досліджував гіпотезу свого учня, астронома Ернста Андінга (Ernst Anding): система координат, що пов'язана з нерухомими зірками, неінерціальна, а пов'язана з планетами — інерціальна. Це незвичайне припущення дозволяло за допомогою підбору параметрів пояснити всі відомі планетні аномалії. Андінг також постулював існування декількох пилових хмар, що створюють зодіакальне світло поблизу Сонця. Багато вчених піддали модель Андінга — Зеелігера нищівній критиці як штучну і з погляду фізики — неправдоподібну: зокрема, і Гарольд Джеффріс довели, що джерело зодіакального світла занадто розріджене, щоб мати необхідну для моделі масу.
Дослідження й висновки Саймона Ньюкома
1895 року свої результати розрахунків орбіт чотирьох внутрішніх планет (Меркурія, Венери, Землі і Марса) опублікував провідний американський астроном Саймон Ньюком. Він підтвердив наявність аномалії в русі Меркурія і уточнив її значення: 43" замість 38" у Левер'єNewcomb S. The elements of the four inner planets and the fundamental constants of astronomy. Suppl. am. Ephem. naut. Aim. 1897. U.S. Govt. Printing Office, Washington, D. C., 1895.. Ньюком не вірив, що всередині орбіти Меркурія існують невідомі планети, і заявив, що ця гіпотеза «абсолютно виключена», а масу Венери він сам уточнив, звівши нанівець всі припущення, що її оцінка істотно занижена.
Ньюком виявив зсув перигелію не лише в Меркурія, але й у Марса, а також, з меншою впевненістю, у Венери й Землі (їх орбіти майже кругові, тому зазначене для цих двох планет зміщення було близьке до похибки вимірювання). При цьому була остаточно відкинута гіпотеза Бейс-Баллота про кільце навколо Сонця, бо жодним підбором його параметрів не вдавалося отримати реальне зміщення і для Меркурія, і для Марса одночасно; аналогічні труднощі викликало припущення про систему астероїдів. Ньюком вказав також, що як гіпотетичне кільце, так і масивна дифузна матерія поблизу Сонця викликали б зсув вузлів орбіти Венери і самого Меркурія, що не узгоджується зі спостереженнями. Після досліджень Ньюкома існування аномалії більше ніхто не піддавав сумніву
Пропозиції щодо модифікації класичної теорії тяжіння Спроби поліпшити ньютонівський закон всесвітнього тяжіння бували починаючи з середини XVIII століття. Першу спробу зробив у 1745 році А. К. Клеро, щоб пояснити аномалії руху Місяця. У мемуарі «Про систему світу згідно з початком тяжіння» Клеро запропонував замість ньютонівського закону:
іншу, загальнішу формулу:
Тут — сила тяжіння, — маси тіл, — відстань між тілами, — гравітаційна стала, що дорівнює м³/(кг с²).
Пізніше, 1752 року, Клеро дійшов до висновку, що для пояснення руху Місяця, з усіма поміченими аномаліями, цілком достатньо класичного закону. Остаточні результати своїх праць Клеро звів у трактат, що дістав назву «Теорія Місяця, виведена з єдиного початку тяжіння, що обернено пропорційний квадрату відстані». Проте ідея Клеро, у різному математичному оформленні, неодноразово виникала в історії астрономії, у тому числі щоб пояснити зсув перигелію Меркурія.
Моделі без залежності від швидкості У статті 1895 року Саймон Ньюком досліджував спосіб пояснити аномалії, що пов'язаний з модифікацією закону всесвітнього тяжіння. Найпростіша модифікація полягає в заміні квадрата відстані на трохи більшу ступінь:
Тоді зсув перигелію на один оберт буде дорівнювати:
тобто додатковий зсув дорівнює
Це припущення відоме як «гіпотеза Холла», американський астроном Асаф Холл опублікував її на рік раніше (1894). Значення дозволяє пояснити аномальний зсув перигелію Меркурія. Додатковою перевагою нового закону тяжіння порівняно з ньютонівським був той факт, що він не створював гравітаційний парадокс — потенціал поля тяжіння нескінченного Всесвіту не перетворювався на нескінченність.