Від часів Кеплера відомо, що планети рухаються навколо Сонця по еліптичних орбітах. Коли відстань планети від Сонця стає найменшою, кажуть, що планета перебуває в перигелії своєї орбіти. Ньютон був твердо переконаний, що точка перигелію спочиває в просторі, тобто планети весь час обертаються по нерухомих еліпсах. Проте пізніші спостереження виявили дещо інше. Виявилося, що з кожним оборотом планети її перигелій дещо зміщується в напрямку руху; таким чином, орбіта планети не є замкненим еліпсом, а нагадує розетку (рис. 54).
Рис. 54. Орбіта обертання планети навколо Сонця P. Кут α позначає зміщення перигелію за один оберт
Уперше рух перигелію було відкрито в Меркурія. Порівняння даних старих спостережень із новими показало, що точка перигелію орбіти Меркурія змістилася за сто років приблизно на 565,3 секунди дуги в напрямку руху планети. Левер'є зайнявся відшукуванням причини цього зміщення. З'ясувалося, що основна частина зміщення була зумовлена впливом інших планет, головним чином Венери і Землі. Вплив усіх планет, однак, спричинив зсув перигелію лише на 527 секунд дуги за століття. Розбіжність на 38,3 секунди дуги, так зване залишкове збільшення перигелію, була загадкою, яка довгі роки прикувала увагу вчених.
В уточненні руху перигелію Меркурія велика заслуга належить американському астроному Ньюкомбу. Його обчислення наприкінці минулого століття показали, що залишковий рух перигелію Меркурія дорівнює 42,2 ± 2,1 секунди дуги за століття. Пізніші дослідження внесли в це значення зовсім невелику поправку, і тепер залишковий рух перигелію Меркурія вважають рівним 42,56 ± 0,94 секунди за століття. Обчислення Ньюкомба показували існування залишкового руху перигелію не лише в Меркурія, а й у Венери та Марса. Для Венери він дорівнює 10,1 ± 2,9, для Марса — 8,0 ± 3,7 секунд дуги за століття. Але оскільки ці числа були порівняно малі, то основну увагу дослідники, як і раніше, приділяли Меркурію.
Чого тільки не робилося для пояснення дивної поведінки Меркурія! Так, наприклад, Левер'є припускав, що всередині орбіти Меркурія має рухатися ще одна планета, яка й спричиняє залишковий рух перигелію. Ця гіпотеза не підтвердилася. З'ясувалося, що така планета мала б виходити на численних фотографіях околиць Сонця. Тоді гіпотезу Левер'є дещо видозмінили, припустивши, що в безпосередній близькості від Сонця рухається велика кількість малих планет, які не залишають на фотопластинці слідів. І це пояснення виявилося неправильним. З'ясувалося, що такий пояс маленьких планет мав би справляти сильний збурювальний вплив і на Венеру, чого, однак, не виявили. Було зроблено ще цілий ряд спроб пояснити залишковий рух перигелію Меркурія. Так, наприклад, припускали, що збурення зумовлене сплюснутістю Сонця або наявністю в Меркурія супутника. Але й ці спроби не витримали серйозної критики.
Найуспішнішою спочатку здавалася теорія Зеєлігера (1906 р.), в якій залишковий рух перигелію Меркурія пояснювався наявністю космічного пилу, що рухається між планетами Сонячної системи. Шляхом відповідного добору густини космічного пилу авторові вдалося пояснити залишковий рух перигелію як Меркурія, так і Венери та Марса. Але й ця теорія мала свою ахіллесову п'яту. Фотометричні спостереження показали, що густина космічного пилу в сто мільйонів разів менша, ніж припускав Зеєлігер.
Найцікавішими за змістом були спроби Ньюкомба, зроблені наприкінці минулого століття, коли він хотів уточнити закон тяжіння Ньютона. Уже самого Ньютона цікавило, чи не повинно у формулі закону тяжіння замість показника степеня «2» стояти якесь інше число n, що незначно відрізняється від 2. Тоді закон виражався б у вигляді
F = γ*mM/rn
Обчислення Ньютона показали, що в тому разі, якщо n не дорівнює точно 2, то в русі планет має спостерігатися зміщення перигелію. У ті часи зміщення перигелію ще не було виявлено, і звідси Ньютон зробив висновок, що показник степеня у формулі закону тяжіння має бути точно рівним 2. Ньюкомб показав, що залишковий рух Меркурія можна пояснити, якщо припустити, що n = 2,00000016. Спроба Ньюкомба не увінчалася успіхом. Виявилося, що для пояснення руху Місяця необхідно припустити, що n менше за 2,00000004. Звідси випливало, що виправлена формула не може правильно описувати ні рух Меркурія, ні Місяця. Загадка Меркурія залишалася нерозв'язаною.
Рис. 54. Орбіта обертання планети навколо Сонця P. Кут α позначає зміщення перигелію за один обертУперше рух перигелію було відкрито в Меркурія. Порівняння даних старих спостережень із новими показало, що точка перигелію орбіти Меркурія змістилася за сто років приблизно на 565,3 секунди дуги в напрямку руху планети. Левер'є зайнявся відшукуванням причини цього зміщення. З'ясувалося, що основна частина зміщення була зумовлена впливом інших планет, головним чином Венери і Землі. Вплив усіх планет, однак, спричинив зсув перигелію лише на 527 секунд дуги за століття. Розбіжність на 38,3 секунди дуги, так зване залишкове збільшення перигелію, була загадкою, яка довгі роки прикувала увагу вчених.
В уточненні руху перигелію Меркурія велика заслуга належить американському астроному Ньюкомбу. Його обчислення наприкінці минулого століття показали, що залишковий рух перигелію Меркурія дорівнює 42,2 ± 2,1 секунди дуги за століття. Пізніші дослідження внесли в це значення зовсім невелику поправку, і тепер залишковий рух перигелію Меркурія вважають рівним 42,56 ± 0,94 секунди за століття. Обчислення Ньюкомба показували існування залишкового руху перигелію не лише в Меркурія, а й у Венери та Марса. Для Венери він дорівнює 10,1 ± 2,9, для Марса — 8,0 ± 3,7 секунд дуги за століття. Але оскільки ці числа були порівняно малі, то основну увагу дослідники, як і раніше, приділяли Меркурію.
Чого тільки не робилося для пояснення дивної поведінки Меркурія! Так, наприклад, Левер'є припускав, що всередині орбіти Меркурія має рухатися ще одна планета, яка й спричиняє залишковий рух перигелію. Ця гіпотеза не підтвердилася. З'ясувалося, що така планета мала б виходити на численних фотографіях околиць Сонця. Тоді гіпотезу Левер'є дещо видозмінили, припустивши, що в безпосередній близькості від Сонця рухається велика кількість малих планет, які не залишають на фотопластинці слідів. І це пояснення виявилося неправильним. З'ясувалося, що такий пояс маленьких планет мав би справляти сильний збурювальний вплив і на Венеру, чого, однак, не виявили. Було зроблено ще цілий ряд спроб пояснити залишковий рух перигелію Меркурія. Так, наприклад, припускали, що збурення зумовлене сплюснутістю Сонця або наявністю в Меркурія супутника. Але й ці спроби не витримали серйозної критики.
Найуспішнішою спочатку здавалася теорія Зеєлігера (1906 р.), в якій залишковий рух перигелію Меркурія пояснювався наявністю космічного пилу, що рухається між планетами Сонячної системи. Шляхом відповідного добору густини космічного пилу авторові вдалося пояснити залишковий рух перигелію як Меркурія, так і Венери та Марса. Але й ця теорія мала свою ахіллесову п'яту. Фотометричні спостереження показали, що густина космічного пилу в сто мільйонів разів менша, ніж припускав Зеєлігер.
Найцікавішими за змістом були спроби Ньюкомба, зроблені наприкінці минулого століття, коли він хотів уточнити закон тяжіння Ньютона. Уже самого Ньютона цікавило, чи не повинно у формулі закону тяжіння замість показника степеня «2» стояти якесь інше число n, що незначно відрізняється від 2. Тоді закон виражався б у вигляді
F = γ*mM/rn
Обчислення Ньютона показали, що в тому разі, якщо n не дорівнює точно 2, то в русі планет має спостерігатися зміщення перигелію. У ті часи зміщення перигелію ще не було виявлено, і звідси Ньютон зробив висновок, що показник степеня у формулі закону тяжіння має бути точно рівним 2. Ньюкомб показав, що залишковий рух Меркурія можна пояснити, якщо припустити, що n = 2,00000016. Спроба Ньюкомба не увінчалася успіхом. Виявилося, що для пояснення руху Місяця необхідно припустити, що n менше за 2,00000004. Звідси випливало, що виправлена формула не може правильно описувати ні рух Меркурія, ні Місяця. Загадка Меркурія залишалася нерозв'язаною.