Michelson Morley'in deneylerinde, bu bulundu. Michelson-Morley deneyi. Işık hızının yeni bir ölçümü
Uzayda yayılmak için ışığın "ışık saçan bir etere" ihtiyacı yoktur.
Mutlak boşluğu hayal etmek zordur - hiçbir şey içermeyen tam bir boşluk. İnsan bilinci onu en azından maddi bir şeyle doldurmaya çalışır ve insanlık tarihinin birçok yüzyılı boyunca dünya alanının eterle dolu olduğuna inanılırdı. Buradaki fikir, yıldızlararası uzayın bir tür görünmez ve elle tutulamayan ince maddeyle dolu olmasıydı. Maxwell'in denklemler sistemi elde edildiğinde, ışığın uzayda sınırlı bir hızla yayıldığını öngörerek, bu teorinin yazarı bile elektromanyetik dalgaların, tıpkı akustik dalgaların havada ve deniz dalgalarının suda yayılması gibi bir ortamda yayıldığına inanıyordu. 19. yüzyılın ilk yarısında, bilim adamları, eterin teorik modelini ve ışığın yayılmasının mekaniğini, her türlü kaldıraç ve eksen de dahil olmak üzere, eterde salınımlı ışık dalgalarının yayılmasına sözde katkıda bulunanları bile dikkatlice çalıştılar.
1887'de, iki Amerikalı fizikçi - Albert Michelson ve Henry Morley - şüphecilere kesin olarak kanıtlamak için tasarlanmış bir deneyi ortaklaşa yürütmeye karar verdiler. ışık saçan eter aslında var olur, Evreni doldurur ve ışığın ve diğer elektromanyetik dalgaların yayıldığı bir ortam olarak hizmet eder. Michelson, optik aletlerin tasarımcısı olarak tartışmasız bir otoriteye sahipti ve Morley yorulmak bilmeyen ve şaşmaz bir deneysel fizikçi olarak ünlüydü. İcat ettikleri deneyimi tarif etmek pratikte gerçekleştirmekten daha kolaydır.
Michelson ve Morley kullanılmış interferometre- bir ışık huzmesinin yarı saydam bir ayna ile ikiye ayrıldığı optik bir ölçüm cihazı (cam plakanın bir tarafı, içine giren ışık ışınlarını kısmen iletecek ve kısmen yansıtacak kadar gümüşle kaplanmıştır; bugün benzer bir teknoloji kullanılmaktadır. SLR kameralarda). Sonuç olarak, ışın bölünür ve ortaya çıkan iki tutarlıışınlar birbirine dik açılarla ayrılır, daha sonra yarı saydam aynadan eşit uzaklıktaki iki yansıtıcı aynadan yansır ve yarı saydam aynaya geri döner, sonuçta ortaya çıkan ışık huzmesi girişim desenini gözlemlemeyi ve en ufak bir şeyi ortaya çıkarmayı mümkün kılar. senkronizasyon iki ışın (bir ışının diğerine göre gecikmesi; bkz. Girişim).
Michelson-Morley deneyi temel olarak "eter rüzgarını" (veya yokluğu gerçeğini) ortaya çıkararak dünya esirinin varlığını doğrulamayı (veya çürütmeyi) amaçlıyordu. Gerçekten de, Güneş'in etrafında yörüngede hareket eden Dünya, varsayımsal etere göre yarım yıl boyunca bir yönde ve sonraki altı ay boyunca başka bir yönde hareket eder. Sonuç olarak, yarım yıl boyunca “eterik rüzgar” Dünya üzerinde esmeli ve sonuç olarak, interferometrenin okumalarını bir yönde ve yarım yıl boyunca - diğerinde değiştirmelidir. Böylece, bir yıl boyunca kurulumlarını gözlemleyen Michelson ve Morley, girişim modelinde herhangi bir değişiklik bulamadılar: tam bir ruhani sakinlik! (Lazer interferometrelerle yapılan deneyler de dahil olmak üzere, mümkün olan en yüksek doğrulukla gerçekleştirilen bu tür modern deneyler benzer sonuçlar verdi.) Yani: eterik rüzgar ve dolayısıyla eter yoktur.
Ruhsal rüzgarın ve etherin yokluğunda, Newton'un klasik mekaniği (bazı mutlak referans çerçevelerini ima eder) ile Maxwell'in denklemleri (ışık hızının çerçeve seçiminden bağımsız olarak sınırlayıcı bir değere sahip olduğuna göre) arasında çözülemez bir çelişki. referans) bariz hale geldi ve bu da nihayetinde görelilik teorisinin ortaya çıkmasına yol açtı. Michelson-Morley deneyi sonunda, doğada "mutlak bir referans çerçevesi" olmadığını gösterdi. Ve Einstein, görelilik kuramını geliştirirken deneysel çalışmaların sonuçlarına hiç dikkat etmediğini sonradan ne kadar iddia etse de, Michelson-Morley deneylerinin sonuçlarının, bilim camiası tarafından ciddiyetle böylesine radikal bir teori.
Edward Williams Morley
Edward Williams Morley, 1838-1923
Amerikalı fizikçi ve kimyager. Newark, New Jersey'de Cemaatçi bir din adamının ailesinde doğdu. Kötü sağlık nedeniyle okula gitmedi, ancak evde okudu ve babası onu kiliseye hizmet etmeye devam etmesi için hazırladı, ancak çocuk doğa bilimlerini tercih etti ve kimya ve doğa tarihi çalışmalarına başladı. Sonunda, eşsiz bir deneyci olduğu ortaya çıktı. Saf sudaki belirli hidrojen ve oksijen kütlelerini eşsiz bir doğrulukla belirlemeyi başaran Morley'di. Kader onu Albert Michelson'a getirdiğinde, bir deneyci olarak yeteneklerinin basitçe yeri doldurulamaz olduğu ortaya çıktı ve şimdi bu iki bilim insanının isimleri, ünlü deneyimleri sayesinde ayrılmaz bir şekilde birbirine bağlı.
Albert Abraham Michelson, 1852-1931
Amerikalı fizikçi, uyruğuna göre Alman (resimde). Modern Polonya topraklarında Strelno kasabasında (şimdi Strzelno) doğdu (o yıllarda Rus İmparatorluğu'nun bir parçasıydı). İki yaşındayken ailesiyle birlikte Amerika Birleşik Devletleri'ne göç etti. Ünlü "altına hücum" döneminde Kaliforniya'da büyüdü, ancak gelecekteki bilim adamının babası altın arayışıyla değil, bu hastalığın kapsadığı şehirlerde küçük ölçekli toptan ticaretle uğraştı. Personelinden bir kongre üyesinin özel tavsiyesi üzerine ABD Deniz Harp Okulu'na girdi, aktif hizmete kabul edildi, tam bir tatbikat eğitimini tamamladı ve ardından fizik öğretmeni olarak atandı. Bu sayede optikle ve özellikle ışık hızını belirlemek için bir alet yapımıyla ilgilenme fırsatı buldu.
1881'de faal hizmetten emekli olduktan sonra Tatbiki İlimler Mektebi'nde öğretmen oldu. Case (Case School of Applied Sciences) Cleveland, Ohio'da araştırmalarına devam etti. 1907'de Michelson, "hassas optik aletlerin geliştirilmesi ve bunlarla yürütülen araştırmalar için", yani standart metrenin uzunluğunu ve bir vakumdaki ışığın hızını doğru bir şekilde belirlediği için Nobel Fizik Ödülü'ne layık görüldü.
), bir gaz veya sıvıdaki elastik dalgalara benzer. Birbirinden sabit bir mesafede bulunan bir ışık kaynağı ve alıcısı, bir hızda hareket ederse, v Bu madde aracılığıyla, ışığın kaynaktan alıcıya yayılma süresi, hız vektörünün ve kaynak ile alıcıyı bağlayan vektörün göreli konumuna bağlı olacaktır. Göreceli zaman farkı Δ T/Tışık eter akışına paralel ve dik yayıldığında, büyüklük sırasına göre ( v/C) 2, eterin hızı ışık hızından çok daha az ise. Michelson'ın deneyi, Dünya'nın varsayımsal bir eter (muhtemelen Güneş'e göre durağan) aracılığıyla yörünge hareketini kullandı ve interferometrenin iki dik kolundan aynı anda geçen ışığın zamanındaki farkı ölçtü; cihaz eter akışında döndürüldüğünde, interferometrenin kollarından geçen ışığın süresi değişmek zorunda kalacak, bu da paralel ve dik kollardaki elektromanyetik dalganın faz farkının değişmesine ve bir değişikliğe yol açacaktır. bu iki ışık huzmesinin eklenmesinden kaynaklanan gözlemlenen girişim deseninde.
Basitleştirilmiş bir versiyon düşünün, kollardan biri (1) cihaz boyunca eterin hareketi boyunca yer aldığında, diğer kol ona diktir.
Toplam süreyi hesaplayın t 1 (\displaystyle t_(1))ışığın 1. koldan geçişi, ileri ve geri hareket zamanlarının toplamını kullanarak ve kolun uzunluğunu ifade eder. L 0 (\displaystyle L_(0)):
t 1 = L 0 c + v + L 0 c − v = (\displaystyle t_(1)=(\frac (L_(0))(c+v))+(\frac (L_(0))(cv ))=)2 c L 0 c 2 − v 2 = 2 L 0 c 1 1 − v 2 c 2 ≈ 2 L 0 c (1 + v 2 c 2) . (\displaystyle (\frac (2cL_(0))(c^(2)-v^(2)))=(\frac (2L_(0))(c))(\frac (1)(1-( \frac (v^(2))(c^(2)))))\yaklaşık (\frac (2L_(0))(c))\left(1+(\frac (v^(2))( c^(2)))\sağ))Yaklaşım nedeniyle v 2 / c 2 ≪ 1 (\displaystyle v^(2)/c^(2)\ll 1)(hakkında 10 − 8 (\displaystyle 10^(-8)), eterin hızı alındığında v (\görüntüleme stili v)≈ 30 km/sn ≈ 10 -4 C mutlak değerde eşit ve Dünya'nın yörünge hareketinin hızına zıt yönde).
v 1 = | 1 | = v 2 + c 2 = c 1 + v 2 c 2 (\displaystyle v_(1)=|\mathbf (v_(1)) |=(\sqrt (v^(2)+c^(2))) =c(\sqrt (1+(\frac (v^(2))(c^(2)))))).Artık hesaplayabiliriz:
t 2 = 2 L 1 c 1 1 + v 2 c 2 ≈ 2 L 1 c (1 − v 2 2 c 2) (\displaystyle t_(2)=(\frac (2L_(1))(c))( \frac (1)(\sqrt (1+(\frac (v^(2))(c^(2))))))\yaklaşık (\frac (2L_(1))(c))\left( 1-(\frac (v^(2))(2c^(2)))\sağ)).L 1 (\displaystyle L_(1))- bu hipotenüs, sinyal boyunca artan bir hızda giderken, bacağın bir hızda geçişi c (\görüntüleme stili c) bu artan hızda hipotenüsü geçmekle aynı zamanı verecektir. Bu nedenle, formdaki zamanı dikkate almak yeterlidir.
t 2 = 2 L 0 c (\displaystyle t_(2)=(\frac (2L_(0))(c)))Faz farkı şunlarla orantılıdır:
δ = c (t 2 − t 1) = 2 (L 0 − L 0 1 − v 2 c 2) (\displaystyle \delta =c(t_(2)-t_(1))=2\left((L_ (0)-(\frac (L_(0))(1-(\frac (v^(2))(c^(2))))))\sağ))S = | δ + δ′ | (\displaystyle S=|\delta +\delta ^(")|), nerede δ ′ (\displaystyle \delta ^(")) dönerken faz farkıyla orantılıdır. π 2 (\displaystyle (\frac (\pi )(2))):
S = 2 L 0 | 1 − 1 1 − v 2 c 2 | ≈ 2 L 0 v 2 c 2 . (\displaystyle S=2L_(0)\left|1-(\frac (1)(1-(\frac (v^(2))(c^(2)))))\sağ|\yaklaşık 2L_( 0)(\frac (v^(2))(c^(2))))Eter teorisinin paralel ve dik kolda uygun deneysel araçlarla (Michelson-Morley interferometresi) ölçülebilen ve saptanabilen bir faz farkı anlamına geldiği gösterilmiştir.
Tarih [ | ]
arka fon [ | ]
Özel bir ortamın salınımları olarak ışığın yayılımı teorisi - ışık saçan eter - 17. yüzyılda ortaya çıktı. 1727'de İngiliz astronom James Bradley, ışığın sapmasını yardımı ile açıkladı. Eterin hareketsiz olduğu varsayıldı, ancak Fizeau'nun deneylerinden sonra, esirin kısmen veya tamamen maddenin hareketine dahil olduğu varsayımı ortaya çıktı.
1887 ölçümlerinin yapıldığı Michelson-Morley deney düzeneği. Cihaz döndürüldüğünde interferometre kollarının uzunluğundaki değişikliği ortadan kaldırmak için cihaz cıva içinde yüzen 1,5 × 1,5 × 0,3 m ölçülerinde masif bir taş levha üzerine yerleştirilir.
Bu sonuçların etkisi altında, George Fitzgerald ve Lorentz, maddi cisimlerin hareketsiz ve sürüklenmemiş bir eterde hareket yönünde daralması hakkında bir hipotez ortaya koydular (1889).
Miller'in deneyleri [ | ]
Profesör Dayton K. Miller'a (Sezar Uygulamalı Bilimler Okulu) göre:
Deneyin yalnızca belirli bir bodrum odasındaki eterin onunla birlikte uzunlamasına yönde taşındığını gösterdiği varsayılabilir. Bu nedenle, orada bir etkinin bulunup bulunmadığını görmek için cihazı bir tepeye taşıyacağız. [ ]
1905 sonbaharında, Morley ve Miller, Erie Gölü'nün yaklaşık 90 m üzerinde ve deniz seviyesinden yaklaşık 265 m yükseklikte bulunan Cleveland'daki Öklid Tepeleri'nde bir deney yaptılar. 1905-1906'da. Beklenen kaymanın yaklaşık 1/10'u olan belirli bir olumlu etki veren beş dizi gözlem yapıldı.
Mart 1921'de metodoloji ve aparat biraz değiştirildi ve 10 km/sn "eter rüzgarı" sonucu elde edildi. Sonuçlar, manyetostriksiyon ve termal radyasyon ile ilişkili hataların olası ortadan kaldırılması için dikkatlice kontrol edildi. Aparatın dönüş yönünün deneyin sonucu üzerinde hiçbir etkisi olmamıştır.
D. Miller tarafından elde edilen sonuçların daha sonraki çalışmaları, kendisi tarafından gözlemlenen ve "eterik bir rüzgarın" varlığı olarak yorumlanan dalgalanmaların, istatistiksel hataların ve sıcaklık etkilerinin ihmal edilmesinin bir sonucu olduğunu gösterdi.
Kennedy'nin deneyleri [ | ]
Şimdi Miller'in deneyi hakkında birkaç açıklama yapmak istiyorum. Aletin tam bir devrimi için periyodik olan ve yarım döngü etkisinin, yani yarım dönüş sırasında tekrar etmenin önemini vurgulayan Miller tarafından dikkate alınmayan, etkiyle bağlantılı ciddi bir sorun olduğuna inanıyorum. aygıtın ve eterik rüzgar sorunuyla ilgili. Çoğu durumda, tam döngü etkisi, yarım döngü etkisinden çok daha büyüktür. Miller'e göre toplam periyot etkisi bantların genişliğine bağlıdır ve süresiz geniş bantlar için sıfır olacaktır.
Miller, Cleveland'da yaptığı ölçümlerde bu etkiyi büyük ölçüde ortadan kaldırabildiğini ve bu durumun deneyle kolayca açıklanabileceğini iddia etse de, bunun nedenlerini daha net anlamak istiyorum. Şu anda bir görelilikçi olarak konuşursak, böyle bir etkinin hiç olmadığını söylemeliyim. Gerçekten de, ışık kaynağı da dahil olmak üzere aygıtın bir bütün olarak dönüşü, görelilik teorisi açısından herhangi bir değişiklik yaratmaz. Dünya ve zanaat hareketsizken hiçbir etkisi olmamalıdır. Einstein'a göre, aynı etki eksikliği, hareket eden Dünya için de gözlemlenmelidir. Toplam periyot etkisi bu nedenle görelilik kuramıyla çelişir ve büyük önem taşır. Miller daha sonra varlığı inkar edilemeyen sistematik etkileri keşfettiyse, tam dönem etkisinin nedenini bilmek de önemlidir.
Michelson ve Gal'in Deneyleri[ | ]
Michelson-Gal deneyinin şeması
1925'te Michelson ve Gael, Illinois'deki Clearing'de yere dikdörtgen şeklinde su boruları döşedi. Boru çapı 30 cm. AF ve DE boruları tam olarak batıdan doğuya, EF, DA ve CB - kuzeyden güneye yönlendirildi. DE ve AF uzunlukları 613 m; EF, DA ve CB - 339.5 m. Üç saat boyunca çalışan ortak bir pompa, 1 cmHg'lik bir basınca kadar havayı dışarı pompalayabilir. Yer değiştirmeyi tespit etmek için Michelson, teleskop alanında, büyük ve küçük konturlar etrafında dolaşarak elde edilen girişim saçaklarını karşılaştırır. Bir ışık huzmesi saat yönünde, diğeri karşı gitti. Dünyanın dönüşünden kaynaklanan bantların kayması, farklı günlerde farklı insanlar tarafından aynaların tamamen yeniden düzenlenmesiyle kaydedildi. Toplam 269 ölçüm yapılmıştır. Teorik olarak, etherin hareketsiz olduğu varsayıldığında, bandın 0,236 ± 0,002 oranında değişmesi beklenmelidir. Gözlemsel verilerin işlenmesi, 0,230 ± 0,005'lik bir yanlılık verdi, böylece Sagnac etkisinin varlığını ve büyüklüğünü doğruladı.
Modern seçenekler[ | ]
1958'de Columbia Üniversitesi'nde (ABD) iki maserin karşı yönlü ışınları kullanılarak daha da doğru bir deney yapıldı ve bu da frekansın Dünya'nın hareketinden bağımsızlığını yaklaşık %10 −9'luk bir doğrulukla gösterdi.
1974'te daha da hassas ölçümler, hassasiyeti 0.025 m/s'ye getirdi. Michelson deneyinin modern versiyonları, interferometreler yerine optik ve kriyojenik interferometreler kullanır. açıklamak] mikrodalga rezonatörleri ve ışık hızındaki sapmayı tespit etmeyi mümkün kılar Δ C/C, eğer ~10 -18 olsaydı . Ek olarak, Michelson deneyinin modern versiyonları, yalnızca Maxwell denklemlerinde (klasik deneyde olduğu gibi elektromanyetik dalgalar için) Lorentz değişmezliğinin varsayımsal ihlallerine karşı hassastır.
Rus bilim adamı V.A. Atsyukovsky, Einstein'ın görelilik teorilerinin deneysel temellerini titizlikle analiz etti ve şu sonuca vardı: "SRT ve GRT hükümlerini doğrulamak için çeşitli araştırmacılar tarafından yapılan deneylerin sonuçlarının analizi, sonuçların olumlu ve açık bir şekilde yorumlandığı deneylerin olduğunu gösterdi. elde edilen, görelilik teorilerinin hüküm ve sonuçlarını doğrulayan A. Einstein yok."
Bu sonuç, en ünlü deney olan Michelson-Morley deneyine kadar uzanır. Michelson-Morley interferometresinin Dünya'ya göre sabit olduğuna, yalnızca ışığın hareket ettiğine dikkat edin. Yazarlar, Dünya'nın Güneş'e göre V = 30 km/s hızının etkisini, ışığın girişim saçaklarının sapması üzerindeki etkisini sabitleyebileceklerine inanıyorlardı. Hesaplama formüle göre yapılmıştır.
0.04'lük beklenen saçak kayması kaydedilmedi. Ve yazarlar nedense teori ve deney arasındaki tutarsızlıkların nedenini aramaya başlamadılar. Onlar için yapalım.
Fotonların kütlesi olduğundan, Dünya onlar için eylemsiz bir referans çerçevesidir ve yerçekimi alanındaki davranışları, bu alandaki kütlesi olan diğer cisimlerin davranışlarından farklı olmamalıdır, bu nedenle yukarıdaki formülde hızı değil, yerine koymalıyız. Dünya'nın Güneş'e göre ( V = 30 km / s) ve Dünya yüzeyinin hızı (V = 0,5 km / s), kendi ekseni etrafında dönmesiyle oluşur. O zaman Michelson-Morley deneyinde girişim saçağının beklenen kayması 0,04 olmayacak, ancak çok daha az olacaktır.
. (423)
Bu nedenle, Michelson-Morley enstrümanının girişim saçağında herhangi bir kayma göstermemesi şaşırtıcı değildir. Ve şimdi bunun nedenini biliyoruz: gerekli hassasiyetten (doğruluktan) yoksundu.
Yine de, Nobel Komitesi 1907'de A. Michelson'a "Hassas optik aletlerin yaratılması ve onların yardımıyla spektroskopik ve metrolojik çalışmaların performansı için" Nobel Ödülü verdi. Michelson deneyinin hatalı yorumunun, A. Einstein'ın hatalı görelilik teorilerinin deneysel temeli olduğunu ekliyoruz.
Ama ya böyle bir deney kurarsak, ışık kaynağı ve girişim saçağının yer değiştirmesini sabitleyen cihaz, Dünya'nın yerçekimi alanında hareket eder (döner)? Bu durumda, aletlerin okumaları, tüm kurulumun dönmemesi durumunda ve dönüşü sırasında karşılaştırılır. Tesisatın dönüşü olmadığında, ölçüm ilkesinin Michelson-Morley deneyindeki ölçüm ilkesinden farklı olmayacağı ve cihazın girişim saçağının herhangi bir yer değiştirmesini göstermeyeceği hemen açıktır. Ancak, kurulum Dünya'nın yerçekimi alanında dönmeye başlar başlamaz, belirtilen bantta bir kayma hemen görünmelidir. Bu, ışık kaynaktan alıcıya giderken, alıcının konumunun, Dünya'nın yerçekimi alanında kaynağa göre değişmesi ve cihazın belirtilen bandın kaymasını kaydetmesi gerektiği gerçeğiyle açıklanmaktadır.
Bir kez daha vurguluyoruz: Michelson-Morley deneyinde sinyal kaynağının ve alıcının konumu, Dünya'nın yerçekimi alanında birbirine göre değişmez, ancak tarif ettiğimiz örnekte değişir. Bu deneyler arasındaki temel fark budur. Tanımlanan temel mantık, Sagnac'ın deneyimiyle ikna edici bir şekilde onaylanmıştır. Deneyinin sonuçları, Michelson-Morley interferometresinin okumalarıyla çelişiyor ve rölativistler, bilimsel gerçekle ilgilenmediklerini açıkça göstererek, bu gerçeği susuyor ve inatla görmezden geliyorlar.
Einstein'ın görelilik teorilerinin yanlışlığına dair oldukça güçlü kanıtlar verdik, bu yüzden istemeden şu soru ortaya çıkıyor: Görelilikçilere göre, fiziğin tüm başarılarının temelinde A. Einstein'ın görelilik teorilerinin yattığı gerçeğini şimdi nasıl algılayabiliriz? 20. yüzyılda? Çok basit! Tüm bu başarılar, esas olarak, fiziksel teorileri test etmek için değil, ürünleri için pazarları fethederken askeri amaçlarla veya rekabette kullanılabilecek bir sonuç elde etmek için deneyler yapan deneysel fizikçilerin çabalarının sonucudur.
Teorisyenler, elbette, bu başarılar için bir açıklama bulmaya çalıştılar, bir şekilde onları haklı çıkardılar, ancak bu açıklamaların yaklaşık ve yüzeysel olduğu ortaya çıktı. Maddenin ve evrenin derin temellerini açıklamanın önündeki en büyük engel, Einstein'ın hatalı teorilerinin oluşturduğu kalıplaşmış düşünce ve destekçilerinin bu teorileri eleştiriye karşı savunmadaki ısrarlarıydı.
12.5. Güneş sisteminin gezegenleri nasıl doğdu?
Sadece güneş sisteminin gezegenlerinin oluşumu hakkındaki bu hipotezi, Güneş'in yakınında uçan ve onu yerçekimi alanıyla yakalayan bir yıldızdan oluşturduklarına göre analiz edelim (Şekil 228, a).
Pirinç. 228. a) - gezegenlerin Güneş etrafındaki hareketinin diyagramı; şema
A yıldızının Güneş'in yerçekimi kuvvetiyle sürüklenmesi (C)
yörünge hareketine
Bu hipotez, gezegenlerin doğuşuyla ilgili ana soruların çoğuna cevap bulmamızı sağlar.
Güneş Sisteminin gezegenlerinin doğum sürecinin analizine, bu analizden cevapların gelmesi gereken ana soruların formülasyonu ile başlayalım.
1. Neden tüm gezegenlerin yörüngeleri neredeyse daireseldir?
2. Neden tüm gezegenlerin yörüngeleri hemen hemen aynı düzlemdedir?
3. Neden tüm gezegenler Güneş'in etrafında aynı yönde dönüyor?
4. Gezegenlerin (Uranüs hariç) kendi eksenleri etrafındaki dönüş yönleri neden Güneş etrafındaki dönüş yönleriyle çakışıyor?
5. Çoğu gezegen uydusunun yörüngelerinin düzlemleri neden ekvator düzlemlerine yakındır?
6. Çoğu uydunun yörüngeleri neden neredeyse daireseldir?
7. Neden uyduların çoğu ve Satürn'ün halkası gezegenlerinin etrafında Güneş'in etrafındaki gezegenlerle aynı yönde dönüyor?
8. Neden bir gezegen yoğunluğu gradyanı var?
9. Gezegenlerin Güneş'ten uzaklaştıkça değişen yoğunluklarının düzenliliğinin, mevcut Güneş'in çekirdeğinden yüzeyine kadar olan yoğunluğundaki değişime benzer olduğunu varsaymak mümkün müdür?
10. Gezegenler Güneş'ten uzaklaştıkça yoğunlukları neden önce azalır, sonra hafifçe artar?
Temel temel parçacıkların (fotonlar, elektronlar, protonlar ve nötronlar) oluşumunun, matematiksel modeli Planck sabiti (219) olan açısal momentumun (momentum) korunumu yasası tarafından kontrol edildiğini zaten göstermiştik. Bu yasayı maddi dünyanın oluşumunu yöneten ana yasa olarak adlandırdık. Bundan, aynı yasanın güneş sistemindeki gezegenlerin doğum sürecini kontrol etmesi gerektiği sonucu çıkar. Şimdi bu hipotezin gerçeklikle bağlantısının yüksek olasılığına ikna olacağız.
Gezegenlerin doğrusal hareketleri olmadığı, ancak Güneş'e ve eksenlerine göre döndükleri için, bu dönüşleri açıklamak için açısal momentumun korunumu yasasının matematiksel bir modelini kullanacağız.
Şimdi bir hipotez formüle ediyoruz. Güneş sisteminin gezegenleri, Güneş'in yanından geçen ve yerçekimi alanı tarafından yakalanan bir yıldızdan oluşmuştur (Şek. 228, b, konumlar: 1, 2, 3, 4, 5…). Bir yıldız Güneş'ten uzaktayken, uzayda hareket ederken, yalnızca (çoğunlukla) Güneş'in dönme eksenine paralel olan ekseni etrafında dönüyordu. Yıldızın, büyüklüğünü bilmediğimiz kendi açısal momentumuna sahip olması oldukça doğaldır. Ancak dış kuvvetlerin yokluğunun bu anı sabit tuttuğunu biliyoruz. Güneş'e yaklaştıkça, Güneş'in yerçekimi kuvveti yıldıza etki etmeye başladı.
Bu yıldızın Güneş'ten Güneş'ten ilk gezegen Merkür'e olan mesafeye eşit bir mesafede uçtuğunu varsayalım. Güneş'in yerçekimi kuvvetinin (Şek. 228, b, konumlar: 2, 3, 4 ...) bu yıldızı Güneş çevresinde dairesel bir hareketle etkilemesi oldukça doğaldır. Bir sonraki varsayım, yıldızın kendi ekseni etrafındaki dönüş yönünün, yıldızın Güneş etrafındaki dönüş yönü ile çakışmasıdır. Sonuç olarak, Güneş etrafındaki dönüş açısal momentumu, yıldızın kendi ekseni etrafındaki dönüşünün açısal momentumuna eklendi.
Yıldız, Güneş gibi bir plazma durumunda olduğundan, yalnızca kütle ve boyut olarak Güneş'ten daha küçük olduğundan, ancak merkezkaç eylemsizlik kuvveti ve Güneş'in yerçekimi kuvveti eşit olduğunda yörüngede kalabilirdi (Şek. 228, b). , konum 5). Bu eşitlik mevcut olmasaydı, o zaman yalnızca, merkezkaç atalet kuvveti ile Güneş'in yerçekimi kuvveti arasında eşitliği sağlayan güçlü bir şekilde bağlı yıldız plazmasının (Şekil 228, konum 6) kısmı, oluşan ilk önce tutunabilirdi. yörünge. Yıldızın plazmasının geri kalan kısmı, daha büyük bir merkezkaç eylemsizlik kuvvetinin etkisi altında Güneş'ten uzaklaşmaya başladı (Şek. 228, konum 7). Güneş'ten uzaklaşma sürecinde, Güneş'in yerçekimi kuvvetinin tekrar yıldızın plazmasından ayrıldığı ve ikinci gezegeni - Venüs'ü oluşturduğu yıldızın uzaklaşan kısmından kararlı bir yapının bir sonraki kısmı oluşmaya başladı. Tarif edilen olaylar dizisi, Güneş'in etrafındaki gezegenleri oluşturdu.
Şimdi, güneş sisteminin doğuşu için açıklanan varsayımsal senaryonun güvenilirliğini kanıtlamamız gerekiyor. Bunu yapmak için güneş sisteminin gezegenlerinin mevcut durumu hakkında bilgi toplayacağız. Bu bilgilere tüm gezegenlerin kütlelerini ve ana uydularını, tüm gezegenlerin yoğunluklarını, yarıçaplarını, ayrıca yörünge yarıçaplarını, yörünge hızlarını ve gezegenlerin yaklaşık olarak açısal dönüş hızlarını dahil etmek gerekir. onların eksenleri. Bu bilgi, yıldızın Güneş etrafında dönmeye başladığı andaki yörünge açısal momentumunu bulmamızı sağlayacaktır. Merkezkaç eylemsizlik kuvvetinin Güneş'in çekim kuvvetinden daha büyük olması nedeniyle Güneş'ten uzaklaşan bir yıldız, mevcut gezegenlerin yörüngelerinde, şimdi katı haldeyken sahip oldukları kadar plazma kütlesi bırakacaktır. uydular.
Tüm modern gezegenlerin toplam açısal momentumunun, yıldızın Güneş etrafındaki yörünge hareketinin başladığı andaki açısal momentumuna eşit olması oldukça doğaldır (Şek. 228, b, konum 5).
O halde Güneş ve gezegenleri hakkında temel bilgiler verelim. Güneşin kütlesi var 
. Yarıçapı ve yoğunluğu 
. Güneş'in kendi ekseni etrafındaki dönüşünün açısal hızı, 
. Tüm gezegenlerin ve uydularının kütlelerinin toplamının, Güneş'in kütlesinden neredeyse 1000 kat daha az olduğu bilinmektedir. Aşağıda, tabloda. 61, güneş sistemindeki gezegenlerin kütlelerini ve yoğunluklarını gösterir.
Tablo 61. Gezegenlerin ve uydularının kütleleri ve gezegenlerin yoğunlukları
| gezegenler | Kütleler, , kg | yoğunluk, |
| 1. Merkür | ||
| 2. Venüs | ||
| 3. Dünya |  | |
| 4. Mars | ||
| 5. Jüpiter |  | |
| 6. Satürn |  | |
| 7. Uranüs | ||
| 8. Neptün |  | |
| 9. Plüton | ||
| Toplam |
Gezegenlerin parametreleri ile ilgili temel bilgileri internetten aldık: Astronomi + Amatörler için Astronomi + Güneş sistemi + gezegen isimleri + gezegen isimleri sayılarla. Bu arka plan bilgilerini derleyenlerin bir takım hatalar yaptığı ortaya çıktı. Örneğin, onların verilerine göre Jüpiter ve Satürn'ün yörünge yarıçapları aynı iken, Neptün'ün astronomik birimlerle ifade edilen yörünge yarıçapı, kilometre cinsinden ifade edilen değerinden farklıdır. Bize göre, yayınlanan hipotez profesyonel astronomların ilgisini çekecek ve daha doğru bilgilere sahip oldukları için hesaplamalarımızın sonuçlarını iyileştirecekler.
Gezegenlerin yoğunluğundaki değişiklik sırasına dikkat edelim. Güneş'e daha yakın olanların yoğunluğu daha fazladır. Gezegenler Güneş'ten uzaklaştıkça yoğunlukları önce azalır, sonra tekrar büyür. Satürn en küçük yoğunluğa sahiptir ve Dünya en büyük yoğunluğa sahiptir. Plazma durumunda olan Güneş'in bir yoğunluğa sahip olması şaşırtıcıdır ( ) katı halde olan Jüpiter, Satürn ve Uranüs'ünkinden daha büyüktür.
Satürn'ün esas olarak katı hidrojen ve helyumdan oluştuğuna inanılmaktadır. Neptün ve Plüton'un bileşiminde hidrojen ve helyumun yanı sıra başka kimyasal elementler de vardır.
Tüm gezegenlerin bir yıldızdan oluştuğunu varsayarsak, o zaman, art arda oluşan gezegenlerde oluşanla yaklaşık olarak aynı yoğunluk gradyanına sahip olmalıdır. Bir yıldızın çekirdeği, yaşamı ve evrimi sırasında doğan ve kütleçekim kuvvetleriyle merkeze doğru inen daha ağır kimyasal elementlerden oluşuyordu. En düşük yoğunluğa sahip olan Satürn'ün esas olarak hidrojenden oluşması gerçeği, termonükleer reaksiyonların ana kaynağı olarak hidrojenin, termonükleer patlamaların meydana geldiği yıldızın orta bölgesini işgal ettiği varsayımını kışkırtır. Bu durumda ortaya çıkan ağır kimyasal elementlerin çoğu, yıldızın yerçekimi kuvvetiyle çekirdeğine atılır ve daha küçük bir kısmı, patlamalarla yıldızın yüzeyine doğru fırlatılır.
Tarif edilenler, aynı zamanda, modern Güneş'in de, gezegenler dizisinin yoğunluk gradyanına sahip bir diziye sahip bir yoğunluk gradyanına sahip olduğunu varsaymamıza neden oluyor (Tablo 40). Bundan, termonükleer reaksiyonların, Güneş'in yaklaşık olarak orta küresel bölgesinde gerçekleştiği ve yüzeyindeki çıkıntıların bu patlamaların sonuçları olduğu sonucu çıkar.
Plazma durumundaki bir yıldızın yoğunluğundaki bir değişikliğin açıklanan hipotezi gerçeğe yakınsa, o zaman merkezkaç kuvveti ile geçen bir yıldıza etki eden Güneş'in yerçekimi kuvveti arasındaki fark, önce gecikmeli olmalıydı. hepsi, plazmasının en yüksek yoğunluğa sahip kısmı ve kimyasal elementlerin molekülleri arasındaki en güçlü bağ anlamına gelir. Kimyasal elementlerin molekülleri arasında daha küçük bir bağ bulunan plazmanın daha hafif kısmı, Güneş'in yerçekimi kuvvetinden daha büyük olan merkezkaç eylemsizlik kuvveti ile Güneş'ten uzaklaştırılmalıdır. Böyle bir senaryonun olasılığı, eylemde eylemsizlik kuvvetine eşdeğer olan Ay'ın yerçekimi kuvveti tarafından oluşturulan Dünya okyanuslarındaki gelgitlerle doğrulanır.
Tabii ki, su bir plazma değildir, ancak akışkanlığı, Ay'ın yerçekimi kuvvetinin büyüklüğündeki bir değişikliğe, okyanus yüzeyi ile Ay arasındaki mesafedeki yalnızca %3,3'lük bir değişiklikle yanıt vermeye yeterlidir.
Gezegenlerin yarıçapları ve yörüngelerinin yarıçapları ile gezegenlerin eksenlerine ve Güneş'e göre açısal dönüş hızları ve gezegenlerin yörünge hızları. Tablo 62, 63'te sunulmuştur.
Tablo 62
| gezegenler | Gezegenlerin yarıçapları, , m | Yörünge yarıçapı, , m |
| 1. Merkür | ||
| 2. Venüs | ||
| 3. Dünya | ||
| 4. Mars | ||
| 5. Jüpiter | ||
| 6. Satürn | ||
| 7. Uranüs | ||
| 8. Neptün | ||
| 9. Plüton |
Modern gezegenlere etki eden yörüngesel merkezkaç atalet kuvvetleri ve Güneş'in yerçekimi kuvvetleri Tablo'da sunulmuştur. 64. Eşitlikleri yörüngelerin kararlılığının kanıtıdır (Tablo 64).
Tablo 64
| gezegenler | Kendi açısal hızları, , rad/s | Yörünge açısal hızları, , rad/s | Yörünge hızları, , m/s |
| 1. Merkür | |||
| 2. Venüs | |||
| 3. Dünya | |||
| 4. Mars | |||
| 5. Jüpiter | |||
| 6. Satürn | |||
| 7. Uranüs | |||
| 8. Neptün | |||
| 9. Plüton |
Yıldızın oluşmaya başladığı, uzaydan Güneş'e gelen, Güneş'in yerçekimi kuvveti ile merkezkaç atalet kuvveti arasında eşitliği sağlayan ilk yörüngede yalnızca plazmasının bir kısmının kalması oldukça doğaldır (Tablo). 65). Ayrıca, yıldızın plazmasının bu şekilde ayrılmasının, Güneş'e göre dönüşünün en başında başladığı, dolayısıyla ilk yörüngede kalan plazmanın yörünge hızının düşebileceği de açıktır.
Tablo 65
modern gezegenler
| gezegenler |  |  |
| 1. Merkür | ||
| 2. Venüs | ||
| 3. Dünya | ||
| 4. Mars | ||
| 5. Jüpiter | ||
| 6. Satürn | ||
| 7. Uranüs | ||
| 8. Neptün | ||
| 9. Plüton |
Plazmanın ilk yörüngede kalan kısmının yerçekimi kuvvetlerinin, modern Merkür gezegeninin şekline benzer şekilde ondan küresel bir oluşum oluşturması da doğaldır (Şekil 228, b, konum 6).
Böylece, ilk yörüngede yeterince yüksek yoğunluğa sahip küresel bir oluşum kaldı ve yıldızın plazmasının geri kalan kısmı, merkezkaç atalet kuvveti ile Güneş'ten uzaklaştı. Sonuç olarak, uzaklaşan plazmadan, yerçekimi kuvvetleri, Güneş'in yerçekimi kuvveti ile eylemsizlik kuvveti arasında eşitliği sağlayan bir kütle ile plazmanın ikinci bölümünü oluşturdu. Bu kısımdan ikinci gezegen Venüs oluştu ve eski yıldızın kalan plazması Güneş'ten uzaklaşmaya devam etti. Sonra gezegenimiz ondan oluştu ve yıldızın artık Ay dediğimiz geri kalan kısmından başka bir nesne ayrıldı. Böylece, önceki yıldızın plazmasından daha yüksek yoğunluklu bölümler yavaş yavaş ortaya çıktı.
Yıldızın termonükleer reaksiyonlarını sağlayan maksimum hidrojen miktarına sahip kürenin bir kısmının ayrıldığı ve önce Jüpiter'in, ardından Satürn'ün oluştuğu an geldi.
Kalan plazma, normal aktivitesi sırasında yıldızın yüzeyinde nükleer patlamalar tarafından fırlatılan daha az hidrojen ve daha ağır kimyasal elementlere sahipti. Sonuç olarak, en dıştaki gezegenlerin yoğunluğu arttı.
Elbette, yıldızın plazmasının her bir parçasını ayırma işlemi çok karmaşıktır. Kimyasal elementlerin molekülleri ve kümeleri arasında bağ kuvvetleri, yıldızın iç çekim kuvvetleri, yıldızın kendi ekseni etrafında dönmesinin merkezkaç atalet kuvvetleri, yörünge merkezkaç atalet kuvvetleri ve yerçekimi kuvvetleri vardır. Güneş. Bununla birlikte, yıldızın maddesinin plazma durumu, Güneş'in yerçekimi kuvvetinin, her şeyden önce, bu kısmı birleştiren kuvvetler daha büyük olduğundan, en yüksek yoğunluğa sahip olan yörüngede tutulması gerçeğine yol açar. yıldızın daha az yoğun katmanlarına etki eden kuvvetler. Yıldızın uzaklaşan kısmında, yerçekimi kuvvetleri, merkezine daha yakın olan kimyasal elementlerin çekirdeğini yeniden oluşturacaktır.
Tarif edilen gezegen oluşumu şemasından, bir düzlemdeki hareketlerinin nedenleri ve eksenlerine göre ve Güneş'e göre dönüşlerinin (Uranüs hariç) dönme yönü ile çakışması sorusuna hemen bir cevap alıyoruz. Güneş'in eksenine göre.
Gezegensel uyduların oluşumunun, yıldızın Güneş'ten uzaklaşan kısımlarının plazma durumunun bir sonucu olması oldukça doğaldır. Bu parçaların bir kısmı, Güneş'ten uzaklaşan bir gezegenin oluşumu için bir kısmını kendisinden ayıran yıldızın plazmasının bu kısmından ayrıldı, plazmasının bir kısmını daha kaybetti. Ay'ın yoğunluğunun Dünya'nın yoğunluğundan daha az olması bu varsayımı doğrular niteliktedir.
Uranüs'ün eksenine göre ters dönmesine gelince, bunun birkaç nedeni olabilir ve bunların analiz edilmesi gerekir.
Bu nedenle, yıldızın plazmasının bir kısmı her yörüngeye gelirse, merkezkaç kuvveti Güneş'in yerçekimi kuvvetinden daha büyük olacak şekilde açıklanan gezegen oluşum süreci mümkündür. Nasıl kontrol edilir?
Açısal momentumun korunumu yasasının rolünü daha önce belirtmiştik. Her şeyden önce, tüm gezegenlerin ve uydularının toplam kütlesi, oluştukları yıldızın kütlesine eşit olmalıdır. Ayrıca, mevcut tüm gezegenlerin ve uydularının kinetik momentlerinin toplam değeri, Güneş'e göre dönüşünün başladığı andaki yıldızın kinetik momentine eşit olmalıdır (Şekil 228, b, konum 5). Bu miktarların her ikisinin de hesaplanması kolaydır. Bu hesaplamaların sonuçları tablo 65-66'da sunulmuştur. Bize sadece bu hesaplamaların yöntemi hakkında açıklamalar yapmak kalıyor.
Tablo 65
| gezegenler | Kendi atış. anlar, | Yörüngesel atış. anlar,  |
| 1. Merkür | ||
| 2. Venüs | ||
| 3. Dünya | ||
| 4. Mars | ||
| 5. Jüpiter | ||
| 6. Satürn | ||
| 7. Uranüs | ||
| 8. Neptün | ||
| 9. Plüton |
Tabloda sunulan bilgiler. 40, güneş sisteminin gezegenlerindeki referans verilerinden elde edilmiştir. Gezegenlerin kendi eksenlerine ve Güneş'e göre kinetik dönme momentlerini hesaplamak için gerekli olan gezegenlerin kendi eksenleri ve Güneş etrafındaki açısal dönüş hızlarının değerleri (Tablo 63) alınır. internet.
Tablo 66
| gezegenler | Yörüngesel atış. anlar,  | Genel atış. anlar, |
| 1. Merkür | ||
| 2. Venüs | ||
| 3. Dünya | ||
| 4. Mars | ||
| 5. Jüpiter | ||
| 6. Satürn | ||
| 7. Uranüs | ||
| 8. Neptün | ||
| 9. Plüton | ||
| Toplam |
Gezegenlerin küresele yakın şekilleri olduğuna dikkat edelim, bu nedenle dönme eksenleri etrafındaki eylemsizlik momentleri formülle belirlenir. 
. Aşağıdaki önemli bilgiler (Tablo 65): tüm gezegenlerin yörünge açısal momentumu, eksenlerine göre dönüşlerinin açısal momentumundan birkaç büyüklük mertebesi daha büyüktür. Sonuç olarak yaklaşık hesaplamalar için tüm gezegenlerin toplam açısal momentumlarını yörünge değerlerine eşit almak yeterlidir.
Michelson-Morley deneyi temelde "ruhsal rüzgarı" (veya yokluğu gerçeğini) ortaya çıkararak dünya esirinin varlığını doğrulamayı (veya çürütmeyi) amaçlıyordu.
Albert Abraham MICELSON 1852-1931
Kendi adıyla anılan Michelson interferometresinin icadı ve ışık hızının hassas ölçümleri ile tanınan Alman asıllı Amerikalı fizikçi. 1887'de Michelson, E.W. Morley ile birlikte Michelson-Morley deneyi olarak bilinen bir deney yaptı. 1907'de Nobel Fizik Ödülü'nü kazanan "hassas optik aletlerin yaratılması ve onların yardımıyla gerçekleştirilen spektroskopik ve metrolojik çalışmalar için."
Edward Williams Morley1839 1923 ) - Amerikalı fizikçi.
En ünlüsü, Michelson ile ortaklaşa gerçekleştirilen interferometri alanındaki çalışmasıydı. Kimyada, Morley'in en yüksek başarısı, elementlerin atom kütlelerinin hidrojen atomunun kütlesi ile tam olarak karşılaştırılmasıydı; bu, bilim insanına çeşitli bilimsel topluluklardan ödüller verildi.
DENEYİMİN ÖZÜ
Michelson-Morley deneyinin özü, deneysel bir düzenek üzerinde bir girişim deseni elde etmek ve "esir rüzgarı"nın etkisi altında iki ışının en ufak bir uyumsuzluğunu ortaya çıkarmaktır. Bu durumda eterin varlığı ispatlanmış olacaktır. Eter daha sonra, ışığın ses titreşimleri gibi yayıldığı, hacimsel olarak dağılmış maddeye benzer bir ortam olarak anlaşıldı.
Deneyimin özü aşağıdaki gibidir. Yakınsayan bir mercekten geçen tek renkli bir ışık demeti, 45 derecelik bir açıyla eğilmiş yarı saydam bir ayna B'ye çarpar ve burada biri, cihazın göreceli olarak iddia edilen hareketinin yönüne dik hareket eden iki ışına bölünür. etere, diğeri - bu harekete paralel. Yarı saydam B aynasından aynı L mesafesinde, iki düz ayna monte edilir - C ve D. Bu aynalardan yansıyan ışık ışınları yine B aynasına düşer, kısmen yansıtılır, kısmen içinden geçer ve ekrana düşer (veya teleskop) E.
Eğer interferometre ethere göre hareketsiz durumdaysa, birinci ve ikinci ışık ışınlarının yollarında geçirdikleri süre aynıdır ve aynı fazdaki iki uyumlu ışın dedektöre girer. Sonuç olarak, girişim meydana gelir ve girişim deseninde, doğası her iki ışının dalga cephesi şekillerinin oranıyla belirlenen merkezi bir parlak nokta gözlemlenebilir. İnterferometre ethere göre hareket ederse, ışınların yollarında harcadıkları süre farklı olur. Girişim deseninin beklenen kayması, girişim saçakları arasındaki mesafenin 0,04'ü olmalıdır.
Karşılaşılan ana zorluklardan biri, cihazı bozulma yaratmadan döndürmek, diğeri ise titreşimlere karşı aşırı duyarlılığıydı.
Bu zorluklardan ilki, aparatın cıva içinde yüzen büyük bir taş üzerine monte edilmesiyle tamamen ortadan kaldırıldı; ikincisi, orijinalinden neredeyse on kat daha büyük bir değere tekrarlanan yansımalar nedeniyle ışığın yolunu artırarak üstesinden gelindi.
Yaklaşık 1.5 x 1.5 m alana ve 0.3 m kalınlığa sahip olan taş levha, dış çapı 1.5 m, iç çapı 0.7 m ve kalınlığı 0.25 m olan halka şeklinde ahşap bir şamandıra üzerine oturtulmuştur. 1.5 cm kalınlığında ve şamandıranın çevresinde yaklaşık bir santimetrelik boş alan olacak boyutlarda bir dökme demir tepsi içinde bulunan cıva. Taşın her köşesine dört ayna yerleştirilmiştir. Taşın merkezine yakın bir yerde düz paralel bir cam levha vardı.
Gözlemler aşağıdaki şekilde gerçekleştirilmiştir. Dökme demir tepsinin çevresinde on altı eşit uzaklıkta işaret vardı. Cihaz çok yavaş bir dönüşe getirildi (altı dakikada bir devir) ve birkaç dakika sonra, işaretlerden birinin geçtiği anda, mikrometre ipliklerinin kesişimi en parlak girişim saçağına yönlendirildi. Döndürme o kadar yavaştı ki, kolay ve doğru bir şekilde yapılabilirdi. Mikrometre vidasının başının okuması not edildi ve taşın hareket etmesini sağlamak için çok hafif ve pürüzsüz bir itme yapıldı. Bir sonraki işareti geçerken prosedür tekrarlandı ve tüm bunlar, cihaz altı devri tamamlayana kadar devam etti.
Öğlen gözlemlerinde saat yönünün tersine, akşam gözlemlerinde saat yönünde dönüş yapılmıştır. Gözlemlerin sonuçları Şekil 2'de grafiksel olarak sunulmuştur. 5. Eğri 1 öğlen gözlemlerine, eğri 2 akşam gözlemlerine karşılık gelir. Kesikli çizgiler teorik önyargının sekizde birini gösterir. Şekilden, Dünya'nın ve ışık saçan esirin göreli hareketinden dolayı herhangi bir yer değiştirme varsa, bunun bantlar arasındaki mesafenin 0,01'inden çok daha büyük olamayacağı ve ilk varsayımlara karşılık gelmediği sonucuna varmak mümkündür.
DENEYİN TEMEL ÖZELLİKLERİ
Böylece, bir yıl boyunca kurulumlarını gözlemleyen Michelson ve Morley, girişim modelinde herhangi bir değişiklik bulamadılar: tam bir ruhani sakinlik! Sonuç olarak: eterik rüzgar ve dolayısıyla eter yoktur. Ruhsal rüzgarın ve etherin yokluğunda, Newton'un klasik mekaniği (bazı mutlak referans çerçevelerini ima eder) ile Maxwell'in denklemleri (ışık hızının çerçeve seçiminden bağımsız olarak sınırlayıcı bir değere sahip olduğuna göre) arasında çözülemez bir çelişki. referans) bariz hale geldi ve bu da nihayetinde görelilik teorisinin ortaya çıkmasına yol açtı. Michelson-Morley deneyi sonunda, doğada "mutlak bir referans çerçevesi" olmadığını gösterdi. Michelson-Morley deneyi, özel görelilik kuramının temel bir doğrulaması oldu. Michelson ve Morley'nin sonuçları, 19. yüzyılın sonundan beri gerçekleştirilen deneyin birçok tekrarından sonra bile sarsılmaz kaldı. günümüze kadar.
1881'de Michelson, Dünya'nın etere (eterik rüzgar) göre hareketini keşfetmeyi umduğu ünlü bir deney yaptı. 1887'de Michelson, Morley ile birlikte deneyimlerini daha gelişmiş bir enstrüman üzerinde tekrarladı. Michelson-Morley kurulumu şek. 150.1. Tuğla taban, cıva ile doldurulmuş dairesel bir dökme demir tekneyi destekledi. Uzunlamasına kesilmiş bir çöreğin alt yarısına benzeyen ahşap bir şamandıra cıvanın üzerinde yüzüyordu. Bu şamandıra üzerine büyük bir kare taş levha yerleştirildi. Böyle bir cihaz, plakayı cihazın dikey ekseni etrafında düzgün bir şekilde döndürmeyi mümkün kıldı. Plakaya bir Michelson interferometre monte edildi (bkz. Şekil 123.1), her iki ışın da yarı saydam plakaya dönmeden önce plakanın köşegeniyle çakışan yol boyunca birkaç kez ileri geri geçecek şekilde modifiye edildi. Işın yolunun şeması, Şek. 150.2. Bu şekildeki tanımlamalar, şek. 123.1.
Deney aşağıdaki düşüncelere dayanıyordu. Girişim ölçerin kolunun (Şekil 150.3), Dünya'nın ethere göre hareketinin yönü ile çakıştığını varsayalım. O zaman ışının aynaya gitmesi ve geri dönmesi için gereken süre, ışın 2'nin yolu geçmesi için gereken süreden farklı olacaktır.
Sonuç olarak, her iki kolun uzunlukları eşit olsa bile, 1 ve 2 kirişleri bir miktar yol farkı alacaktır. Cihaz 90° döndürülürse kollar yer değiştirir ve yol farkı işaret değiştirir. Bu, Michelson'ın hesaplamalarıyla gösterildiği gibi, büyüklüğü pekala tespit edilebilecek olan girişim modelinde bir kaymaya yol açmalıdır.
Girişim deseninin beklenen kaymasını hesaplamak için, 1 ve 2 kirişleri tarafından karşılık gelen yolların geçiş sürelerini bulalım.
Eter Dünya tarafından sürüklenmezse ve ışığın etere göre hızı c'ye eşitse (havanın kırılma indisi pratik olarak birliğe eşittir), o zaman cihaza göre ışığın hızı c'ye eşit olacaktır - yön için v ve yön için c + v Bu nedenle, kiriş 2 için süre şu şekilde verilir:
(Dünya'nın yörüngesinin hızı 30 km/s'dir, yani
Zamanın hesaplanmasına geçmeden önce, mekanikten aşağıdaki örneği göz önünde bulundurun. Suya göre c hızı geliştiren bir teknenin, kıyılarına tam olarak dik bir yönde v hızıyla akan bir nehri geçmesi gerektiğini varsayalım (Şekil 150.4). Teknenin belirli bir yönde hareket edebilmesi için suya göre hızı c şekilde gösterildiği gibi yönlendirilmelidir. Bu nedenle, teknenin kıyıya göre hızı eşit olacaktır (Michelson'ın varsaydığı gibi) cihaza göre ışın 1'in hızı ile aynı olacaktır.
Bu nedenle, ışın 1 için zaman
İfadeye (150.1) ve (150.2) değerlerini koyarak, 1. ve 2. ışınların yolları arasındaki farkı elde ederiz:
Alet 90° döndürüldüğünde, yol farkı işareti değişecektir. Sonuç olarak, girişim deseninin kayacağı saçak sayısı,
Kol uzunluğu I (çoklu yansımalar dikkate alınarak) 11 m, Michelson ve Morley deneyinde ışığın dalga boyu 0,59 μm idi. Bu değerlerin (150.3) formülde değiştirilmesi bantları verir.
Cihaz, 0,01 saçak mertebesinde bir kaymayı tespit etmeyi mümkün kıldı. Ancak, girişim deseninde herhangi bir kayma bulunmadı. Ölçümler sırasında ufuk düzleminin Dünya'nın yörünge hız vektörüne dik olma olasılığını ortadan kaldırmak için deney günün farklı saatlerinde tekrarlandı. Daha sonra, deney yılın farklı zamanlarında birçok kez yapıldı (bir yıl boyunca Dünya'nın yörünge hız vektörü uzayda 360° döner) ve her zaman olumsuz sonuçlar verdi. Eterik rüzgar tespit edilemedi. Dünya etheri anlaşılması güç kaldı.
Michelson'un deneyinin olumsuz sonucunu bir dünya esiri hipotezini terk etmeden açıklamak için birkaç girişimde bulunuldu. Ancak, tüm bu girişimler başarısız oldu. Michelson'ın deneyinin sonuçları da dahil olmak üzere tüm deneysel gerçeklerin kapsamlı ve tutarlı bir açıklaması Einstein tarafından 1905'te verildi. Einstein, dünya eterinin, yani mutlak bir referans çerçevesi olarak hizmet edebilecek özel bir ortamın olmadığı sonucuna vardı. mevcut. Buna uygun olarak Einstein, mekanik görelilik ilkesini istisnasız tüm fiziksel fenomenlere genişletti. Ayrıca Einstein, deneysel verilere uygun olarak, ışığın boşluktaki hızının tüm eylemsiz referans çerçevelerinde aynı olduğunu ve ışık kaynaklarının ve alıcıların hareketine bağlı olmadığını öne sürdü.
Görelilik ilkesi ve ışık hızının değişmezliği ilkesi, Einstein tarafından yaratılan özel görelilik kuramının temelini oluşturur (bkz. 1. cildin VIII. Bölümü).