Fig. 3
Die Bahnen sind nach dieser Gravitationstheorie angenähert Keplerbahnen, aber nicht genau. Das Newtonsche Gesetz ergibt sich nur in erster Näherung; bei genauerer Rechnung treten Abweichungen auf. Die Ellipse ist keine geschlossene, sondern eine langsam sich drehende, eine solche von fortschreitendem Perihel. (Perihel heißt bekanntlich der Punkt größter Sonnennähe auf der Planetenbahn.) Die Figur zeigt in sehr Übertriebenem Maßstabe diesen Perihelfortschritt. Er ist um so stärker zu erwarten, je näher der Planet der Sonne kommt, also beim Merkur, dem sonnennächsten der Planeten am stärksten. Nach den Beobachtungen und Rechnungen der Astronomen tritt nun in der Tat beim Merkur eine Perihelbewegung auf, die sich nach der Newtonschen Theorie nicht erklären läßt. Sie beträgt hier 43 Bogensekunden im Jahrhundert; das will sagen, daß erst nach 30 000 Jahrhunderten die Merkurbahn in ihre Anfangslage zurückgekehrt erscheint. Bei den sonnenferneren Planeten, z. B. bei der Erde, ist das Fortschreiten des Perihels dagegen unmeßbar klein.
Gerade diesen Wert von 43 Sekunden im Jahrhundert ergab nun die Einsteinsche Rechnung auf Grund seiner neuen Auffassung der Gravitation. Man beachte wohl: der Einsteinsche Gedankengang nahm seinen Ausgang von erkenntnistheoretischen Forderungen, hatte nirgends eine Unbestimmtheit oder Lücke, wußte von Hause aus nichts vom Merkurperihel und führte doch zwangläufig auf den astronomischen Beobachtungswert.
Ich darf nicht verschweigen, daß eine kritische Überprüfung der astronomischen Angabe von 43 Sekunden, die Herr Kollege Großmann kürzlich durchgeführt hat, diesen Wert unsicherer erscheinen läßt, als die Astronomen bisher annahmen. Der wahrscheinlichste Wert liegt nach Herrn Großmann etwas tiefer als 43 Sekunden. Bis die Astronomen sich hierüber geeinigt haben werden, kann man also nur sagen, daß die neue Gravitationstheorie jedenfalls die Größenordnung der Merkur-Perihelbewegung richtig wiedergibt.
Fig. 4
Wir kehren zu unserem Bilde des Sonnenbuckels in der zweidimensionalen flachen Welt zurück. Statt eines Planeten jagen wir jetzt einen Lichtstrahl an der Sonne vorbei. Auch dieser läuft auf einer geradesten Bahn; bei fehlender Weltkrümmung würde er eine gerade Bahn beschreiben. Auch hier wirkt, wie bei dem Planeten, die Krümmung des Raums in der Sonnennähe so, als ob eine Anziehung von der Sonne auf den Lichtstrahl ausgeübt würde, als ob der Lichtstrahl nach der Sonne hin fiele. Man denke an die analogen, aber im Grunde doch wesensverschiedenen Verhältnisse bei der atmosphärischen Strahlenbrechung, wo sich der Lichtstrahl in der Erdatmosphäre ebenfalls krümmt. Was wir hier zu erwarten haben, zeigt die nächste Figur. Der Stern A, der sein Licht hart an der Sonne vorbeischickt, erscheint dem Erdbeobachter nicht in A, sondern wegen der gekrümmten Form des Lichtweges in der Verlängerung des Strahlenendes, d. h. an der Stelle B des Himmelsgewölbes. Sonnennahe Sterne zeigen also eine scheinbare Ablenkung vom Sonnenrande fort. Natürlich läßt sich diese Ablenkung nur bei einer t o t a l e n S o n n e n f i n s t e r n i s beobachten, weil sonst das Sternlicht vom Sonnenlicht überstrahlt wird.
Fig. 5
Am 29. Mai 1919 fand eine Sonnenfinsternis statt, die in Brasilien total war. Deutschland war von ihrer Beobachtung ausgesperrt, England rüstete zwei Expeditionen aus. Die Ergebnisse sind mir zugeschickt worden. Die Konstellation war besonders günstig, weil 7 verhältnismäßig helle Sterne in Sonnennähe standen. Unser Bild in Figur 5 stellt die verdunkelte Sonne mit ihrem leuchtenden Strahlenkranze, der Korona, dar. Die 7 Sterne sind durch kleine Kreise markiert.
Von den Sternen aus sind die Ablenkungen als gerade Strecken aufgetragen, wie sie theoretisch nach Einstein sich errechnen; sie verlaufen in radialer Richtung und sind für die sonnennäheren Sterne größer als für die sonnenferneren. Der Maßstab ist dabei viele tausendmal übertrieben. Am Sonnenrande ist die theoretische Ablenkung nur 1,7 Bogensekunden, d. h. so klein, daß wir sie in unserem Bilde gar nicht einzeichnen können; im doppelten Abstande von der Sonnenmitte ist die Ablenkung noch halbmal kleiner. In demselben übertriebenen Maßstab sind nun auch die beobachteten Ablenkungen als Striche mit einer Pfeilspitze eingetragen. Die wirklichen Ablenkungen auf der photographischen Platte sind nur unter dem Mikroskop auszumessen und überhaupt nur indirekt festzustellen. Außer der Sonnenfinsternisaufnahme selbst wurde eine Aufnahme einige Wochen nach der Sonnenfinsternis gemacht, zu einer Zeit, wo sich die Sonne aus der fraglichen Gegend des Fixsternhimmels entfernt hatte. Überdies wurde eine dritte Vergleichsplatte aufgenommen, die in das photographierende Fernrohr verkehrt, d. h. mit der Glasseite nach außen, mit der Schichtseite nach innen eingelegt war. Diese Vergleichsplatte konnte dann mit den beiden Bebachtungsplatten, der bei der Sonnenfinsternis und der nach derselben aufgenommenen, Schicht auf Schicht zur Deckung gebracht werden. Die Ablenkungen der Sterne sind durch dieses indirekte Verfahren unter dem Mikroskop ausgemessen und nach dem Ausgleichsverfahren rechnerisch ermittelt worden. Wie unsere Figur zeigt, stimmen die so gewonnenen empirischen Ablenkungen aufs überraschendste mit den theoretischen überein. Sie zeigen nicht nur, wie diese annähernd die radiale Richtung vom Sonnenmittelpunkte nach außen hin (was zum Teil durch das angewandte Ausgleichsverfahren bewirkt wird, also noch nicht ohne weiteres beweisend wäre), sondern sie zeigen auch durchweg fast dieselbe Größe und die von der Theorie geforderte Größenabnahme bei zunehmender Entfernung des Sterns von der Sonne.
Fig. 6