Orbita Merkurego powoli oscyluje wokół słońca, a gdy astronomowie odejmują pociągnięcie wszystkich innych planet Układu Słonecznego, własne równania Newtona wciąż pozostają 43 sekundy łuku na wiek za obserwowanymi drganiami. Brzmi to jak błąd zaokrąglenia. W rzeczywistości jest to szczelina, która w końcu zmusiła fizyków do przepisania grawitacji od zera.
Grawitacja utrzymuje księżyce na orbicie, utrzymuje rzeki płynące w dół i przyczepia każdego czytelnika do jego krzesła, ale potrzebowało ponad tysiąc lat domysłów, jednego równania Newtona i popołudniowego snu pracownika biura patentów w Bernie, aby uzyskać działającą definicję. Nawet wtedy grawitacja okazała się wystarczająco dziwna, że jej przyciąganie między dwoma elektronami to zaledwie 1 część z 4,17×10⁴² elektrycznego odpychania między nimi — siła tak słaba w skali atomowej, że jej dominacja nad planetami i galaktykami może wydawać się sprzeczna.
Oto co rzeczywiście pokazuje zapis: kto zgadł grawitację wieki przed Newtonem, jak jego prawo było testowane i gdzie się rozpadło, i co go zastąpiło.
Długa Prehistoria Grawitacji
Idea, że rzeczy spadają na Ziemię, jest stara, ale idea, że grawitacja mogłaby funkcjonować wszędzie w ten sam sposób, jest znacznie starsza od Newtona. Indyjski matematyk i astronom Brahmagupta, piszący w 628 n.e., opisywał grawitację jako przyciągnięcie, które przyciąga obiekty do Ziemi — nazwał ją gurutvakarshan, termin, który poprzedza Principia Newtona o ponad tysiąc lat.
Długo zanim ktoś mógł zmierzyć grawitację dokładnie, ktoś musiał wykazać, że jej przyciągnięcie nie zależy od wagi obiektu. W 1586 r. fizyk flamandzki Simon Stevin upuścił dwie kule armatnie bardzo różnych rozmiarów i mas z wieży w Delft i stwierdził, że uderzyły w ziemię prawie jednocześnie, bezpośrednio obserwowany dowód, że sama waga nie decyduje o tym, jak szybko coś pada.
Równanie Newtona, Testowane w Piwnicy
Isaac Newton włączył obserwacje takie jak Stevinova do jednego prawa w Philosophiae Naturalis Principia Mathematica, książce, którą opublikował 5 lipca 1687 r. Zredukował grawitację do jednego schludnego wzoru, F = Gm1m2/r², gdzie G jest stałą ustawioną na 6,674×10⁻¹¹ — liczba tak mała, że jej wpływ między dwoma zwykłymi przedmiotami jest prawie niemożliwy do wyczucia.
Newton nigdy nie mierzył G sam. Zajęło ponad wiek nim brytyjski naukowiec Henry Cavendish przeprowadził pierwszy test laboratoryjny prawa grawitacji Newtona: w 1798 r. ważył ołowiane kule do siebie, aby wykazać, że ta sama siła, która przyciąga planety, działa również między przedmiotami na stole.
Od Przewidywanej Planety do Niewyjaśnionych Drgań
Prawo Newtona było wystarczająco dokładne, aby zrobić coś niezwykłego: znaleźć planetę, którą nikt nigdy nie widział. W 1846 r. John Couch Adams i Urbain Le Verrier, pracując niezależnie jako astronomowie, obliczyli, gdzie niewidzialny obiekt musiał ciągnąć orbitę sąsiedniej planety, a teleskop skierowany w tę część nieba znalazł Neptuna prawie w jeden dzień.
Ale to samo prawo stworzyło małą, upartą rozbieżność znacznie bliżej domu. Gdy odejmie się przyciągnięcie grawitacyjne wszystkich innych planet z orbity Merkurego, równania Newtona wciąż pozostają 43 sekundy łuku na wiek za obserwowanymi drganiami — za mało, aby ważne dla większości celów, ale za dużo, aby fizycy mogli po prostu wzruszyć ramionami.
Nowy Obraz Upadku Einsteina
Rozwiązanie w końcu przyszło od pracownika biura patentów w Bernie. W 1905 r. Albert Einstein opublikował artykuł, który wprowadził szczególną teorię względności, zmieniając sposób, w jaki fizycy myśleli o przestrzeni i czasie.
Dwa lata później miał to, co później nazwie szczęśliwszą realizacją swojego życia: ktoś w swobodnym upadku czuje się nieważki, jakby grawitacja po prostu się dla nich wyłączyła. Opracowanie tego pomysłu przez matematykę zajęło kolejne osiem lat, a Einstein nie opublikował swojej gotowej ogólnej teorii względności aż do 1915 r.
Nowa teoria zasłużyła sobie na miejsce prawie natychmiast. Jej przewidywania odpowiadały dziwnym orbitalnemu drga Merkurego, a także wyjaśniły, dlaczego światło gwiazd się wygina, gdy przechodzi blisko słońca — zamykając dokładną lukę, którą równania Newtona nigdy nie mogły uwzględnić.
Słuchanie Fal w Czasoprzestrzeni
Ogólna teoria względności przewidywała również, że masywne, przyspieszające obiekty powinny trzaść samą czasoprzestrzenią, emitując fale grawitacyjne. Pierwszy dowód na to przyszedł pośrednio: astronomowie Hulse i Taylor śledzili binarny pulsar PSR1913+16, który odkryli w 1974 r., i obserwowali, jak jego orbita zmniejszała się dokładnie w tempie, jakie przewidywałoby wysyłanie fal grawitacyjnych. Odkrycie przyniosło im Nagrodę Nobla z Fizyki w 1993 r.
Bezpośredni dowód czekał na kolejne pokolenie. Kolaboracja LIGO i Virgo ogłosiła 11 lutego 2016 r., że wykryła rzeczywistą falę grawitacyjną: sygnał nazwany GW150914, który dotarł 14 września 2015 r. o 09:50:45 GMT. Został wytworzony przez dwie czarne dziury, które ważyły odpowiednio 29 i 36 razy masę słońca, spiralując razem i łącząc się w odległości około 1,3 miliarda lat świetlnych od Ziemi.
Grawitacja Zależy od Tego, Gdzie Stoisz
Nawet bez opuszczania planety grawitacja nie jest liczbą stałą. Przyciągnięcie Ziemi zmienia się o około 0,7 procent na całej powierzchni, od minimum 9,7639 m/s² na szczycie Nevado Huascarán w Peru, do maksimum 9,8337 m/s² na powierzchni Oceanu Arktycznego.
Te wybrzuszenia i zagłębienia wyraźnie widać na mapach grawitacji satelitów, przypisanych misjom CHAMP i GRACE wraz z agencjami GFZ, NASA i DLR, które ujawniają, dlaczego niektóre części Ziemi ciągną nieco bardziej niż inne. Mapa rozpowszechniała się szeroko po jej stworzeniu w 2005 r., a jeszcze bardziej wrażliwa wersja pojawiła się w 2011 r., gdy narzędzia się ulepszały.