Ἑρμῆς

  Ἀνήκει εἰς τοὺς καλούμενους ἐσωτερικοὺς πλανῆτες, δηλαδὴ τοὺς εὐρισκόμενους μεταξὺ τῆς Γῆς καὶ τοῦ Ἡλίου, καὶ παρουσιάζει ἀρκετὰ ἀσυνήθιστα στοιχεῖα μὲ κυριότερο τὴν μεγάλη ἐκκεντρότητα τῆς τροχιᾶς του. Εἰς τὸ περιήλιον ἀπέχει μόλις 46 ἑκατομμύρια χλμ. ἀπὸ τὸν Ἥλιο, ἐνῶ εἰς τὸ ἀφήλιον φθάνει τὰ 70 ἑκατομμύρια χλμ. Πρόκειται γιὰ τὸν ταχύτερα κινούμενο πλανήτη τοῦ ἡλιακοῦ μας συστήματος, ὁ ὁποῖος συμπληρώνει μία πλήρη ἡλιακὴ περιστροφὴ εἰς μόλις 88 ἡμέρες. Ἡ ταχύτητά του ἐπίσης αὐξομειώνεται σημαντικά. Εἰς τὸ περιήλιον κινεῖται λίαν ταχύτερα ἐξ αἰτίας τῆς βαρύτητας τοῦ Ἥλιου ποὺ τοῦ δίδει μιὰ ἰσχυρὴ ὤθηση, ἡ ὁποία προκαλεῖ καὶ τὴν μεγάλη ἐκκεντρότητα.

  Ἀπὸ τὴν Γῆ βλέπουμε τὴν ἴδια πλευρὰ τοῦ Ἑρμοῦ ὅποτε φθάνει εἰς τὴν ἐγγυτέρα πρὸς τὴν Γῆ θέση, τὸ περίγειον. Αὐτὸ σὲ συνδυασμὸ μὲ τὴν μυθολογία τοῦ Ἑρμοῦ (ἡ διττὴ ἔννοια οὐρανίου καὶ χθονίου Ἑρμοῦ, ὁ Θὼθ καὶ ὁ Ἄνουβις, ὁ διπρόσωπος Ἰανός) ἔκανε τοὺς νεώτερους ἀστρονόμους τῶν τελευταίων αἰώνων νὰ πιστεύουν ὅτι ἡ περιστροφὴ τοῦ πλανήτη ἦταν σύγχρονη, δηλαδὴ μὲ τὴν ἴδια πλευρὰ μονίμως στραμμένη πρὸς τὸν Ἥλιο.

  Ὅταν ἀναπτύχθησαν τὰ ῥαδιοτηλεσκόπια, τὸ 1962 διεπιστώθη ὅτι ἡ ὑποτιθέμενη ‘σκοτεινὴ’ πλευρὰ ἦταν πολὺ θερμὴ γιὰ νὰ δικαιολογῇ σύγχρονη περιστροφή. Τὸ 1965 ὡρίσθη ὁ χρόνος περιστροφῆς του εἰς 59 ± 5 ἡμέρες, τὸ 1971 εἰς 58,65 ± 0,25 ἡμέρες καί, κατόπιν τῆς ἀποστολῆς Μαρίνερ 10, εἰς 58,646 ± 0,005 ἡμέρες.

  Ἡ ἀξονικὴ περιστροφὴ τοῦ Ἑρμοῦ, δηλαδὴ μία πλήρης στροφὴ 360° ἡ ὁποία λέγεται ἀστρικὴ ἡμέρα καὶ διαρκεῖ σχεδὸν 59 γήινες ἡμέρες, εἶναι πάρα πολὺ ἀργὴ ἐν συγκρίσει μὲ τὴν τροχιά του γύρω ἀπὸ τὸν Ἥλιο, τὸ ἀστρικὸ ἔτος, ποὺ διαρκεῖ σχεδὸν 88 γήινες ἡμέρες. Ὁ Ἐρμῆς ἐμφανίζει μάλιστα ἕναν ἀκριβὴ λόγο ἀξονικῆς περιστροφῆς καὶ τροχιᾶς 3 : 2, δηλαδὴ συμπληρώνει τρεῖς ἀξονικὲς περιστροφὲς κατὰ τὸν ἴδιο χρόνο ποὺ χρειάζεται γιὰ νὰ περιστραφῇ δύο φορὲς γύρω ἀπὸ τὸν Ἥλιο.

  Ὅμως τὸ ἡμερονύκτιο τοῦ Ἑρμοῦ, δηλαδὴ ὁ χρόνος μεταξὺ δύο διαδοχικῶν φαινόμενων διελεύσεων τοῦ Ἡλίου ἀπὸ τὸν ἴδιο μεσημβρινὸ ὁ ὁποῖος λέγεται ἡλιακὴ ἡμέρα, διαρκεῖ πολὺ περισσότερο, καὶ χρειάζεται 176 γήινες ἡμέρες. Ὁπότε μία ἡλιακὴ ἡμέρα τοῦ Ἑρμοῦ διαρκεῖ περίπου ὅσο δύο ἔτη του.

  Ἡ ἀργὴ περιστροφὴ σὲ συνδυασμὸ μὲ τὴν γοργὴ τροχιὰ καὶ εἰδικὰ τὴν αὔξηση τῆς ταχύτητος τῆς τροχιᾶς κατὰ τὸ περιήλιον, προκαλεῖ φαινόμενα πολὺ ἀσυνήθιστα γιὰ τὰ γήινα δεδομένα. Καθὼς ὁ Ἑρμῆς περνάει ἀπὸ τὸ περιήλιον μὲ μεγάλη ταχύτητα, ὁ Ἥλιος φαίνεται γιὰ λίγο νὰ κινεῖται πρὸς τὰ πίσω πιὸ γρήγορα ἀπὸ ὅτι πρὸς τὰ ἐμπρός, ἐξαιτίας τῆς ἀργῆς περιστροφῆς.

Ἡ ἐκκεντρότητα τῆς τροχιᾶς καὶ ἡ ἀναλογία περιστροφῆς καὶ τροχιᾶς 3 : 2.

Ἡ ἀναλογία περιστροφῆς καὶ τροχιᾶς 3 : 2 ἐν κινήσει.

ΠΡΟΣΟΜΟΙΩΤΗΣ ΤΡΟΧΙΑΣ

Ἡ ἀνάδρομη πορεία τοῦ Ἡλίου κατὰ τὸ μεσουράνημα, ὅπως φαίνεται ἀπὸ τὸν οὐρανὸ τοῦ Ἑρμοῦ εἰς τὴν περιοχὴ τοῦ μεσημβρινοῦ 180° Δ.

Ἡ ἀνάδρομη πορεία τοῦ Ἡλίου μὲ διπλὴ ἀνατολὴ καὶ δύση, ὅπως φαίνεται ἀπὸ τὸν οὐρανὸ τοῦ Ἑρμοῦ εἰς τὴν περιοχὴ τοῦ μεσημβρινοῦ 90° Δ.

ΔΕΙΤΕ ΤΟ ΕΝ ΚΙΝΗΣΕΙ

  Ἕνας παρατηρητὴς ἀπὸ τὴν ἐπιφάνεια τοῦ Ἑρμοῦ ἔπειτα ἀπὸ τὴν ἀνατολὴ τοῦ Ἡλίου θὰ ἔβλεπε νὰ αὐξάνῃ πολὺ τὸ φαινόμενο μέγεθός του καθὼς ὁ Ἥλιος θὰ πλησίαζε πρὸς τὸ μεσουράνημα. Ἐκεῖ θὰ σταματοῦσε καὶ κατόπιν θὰ ἀκολουθοῦσε ἀντίστροφη πορεία γιὰ λίγο (περίπου 8 γήινες ἡμέρες). Ἔπειτα πάλι θὰ σταματοῦσε καὶ θὰ συνέχιζε μὲ ὀρθόδρομη πορεία πλησιάζοντας τελικῶς πρὸς τὴν δύση του, ἐνῶ τὸ φαινόμενο μέγεθός του θὰ μειώνεται βαθμηδόν.

  Και αὐτὰ πάλι θὰ ἄλλαζαν σὲ διαφορετικὰ γεωγραφικὰ μήκη τοῦ Ἑρμοῦ, ὅπου ὁ παρατηρητὴς θὰ ἔβλεπε μιὰ τέτοια κίνηση τοῦ Ἡλίου νὰ συμβαίνῃ κατὰ τὴν ἀνατολὴ καὶ τὴν δύση μὲ ἀποτέλεσμα ὁ Ἥλιος νὰ ἀνατέλλῃ καὶ νὰ δύῃ δύο φορές, ἐνῶ τὸ φαινόμενο μέγεθός του θὰ μειώνεται βαθμηδὸν καθὼς πλησιάζει τὸ μεσουράνημα. Τὴν νύκτα θὰ ἔβλεπε τοὺς ἀστερισμοὺς νὰ κινοῦνται μὲ τριπλάσια ταχύτητα ἀπὸ ὅτι εἰς τὴν Γῆ.

Ὁρατότητα καὶ Μέγιστο Μῆκος, Ἀνατολικὸ ἢ Δυτικὸ

  Ὁ Ἑρμῆς κινεῖται πολὺ γρήγορα (ἡ ταχύτητα τῆς τροχιᾶς του εἶναι κατὰ μέσον ὅρο διπλάσια ἀπὸ αὐτὴν τῆς Γῆς), ἐνῶ ἡ φωτεινότητα, ἡ φάση καὶ ἡ θέση του ἀλλάζουν τὸ ἴδιο γοργά. Λόγῳ τῆς ἐγγὺς τοῦ Ἡλίου θέσεώς του, ὁ Ἑρμῆς δεν γίνεται ὁρατὸς παρὰ μόνον ὀλίγες ἡμέρες μηνιαίως, ἄλλοτε πρὶν τὴν ἀνατολὴ καὶ ἄλλοτε μετὰ τὴν δύση τοῦ Ἡλίου. Αὐτὸ συμβαίνει ὅταν πλησιάζει τὴν μεγίστη φαινόμενη ἀπόστασή του ἀπὸ τὸν Ἥλιο, ἡ ὁποία παρατηρηθείσα ἀπὸ τὴν Γῆ κυμαίνεται μεταξὺ 18,5° καὶ 28,3° (ὅταν ὁ Ἑρμῆς εἶναι εἰς τὸ περιήλιον καὶ εἰς τὸ ἀφήλιον ἀντιστοίχως), μετρηθείσα ἀπὸ τὴν τρέχουσα θέση τοῦ Ἡλίου ἐπὶ τῆς Ἐκλειπτικῆς.

  Ὁ Ἑρμῆς εἶναι ἑῷος (πρωινός) ὅταν ἀνατέλλει πρὶν ἀπὸ τὸν Ἥλιο καὶ ἡ μεγίστη ἀπόστασή του τότε λέγεται μέγιστο δυτικὸ μῆκος (greatest elongation west) ἐπειδὴ ὁ πλανήτης κεῖται δυτικῶς τοῦ Ἡλίου. Ὁ Ἑρμῆς εἶναι ἑσπέριος (βραδυνός) ὅταν δύει κατόπιν τοῦ Ἡλίου καὶ ἡ μεγίστη ἀπόστασή του τότε λέγεται μέγιστο ἀνατολικὸ μῆκος (greatest elongation east) ἐπειδὴ ὁ πλανήτης κεῖται ἀνατολικῶς τοῦ Ἡλίου.

  Δύναται τότε νὰ παρατηρηθῇ γιὰ ὁλίγη ὥρα πρὶν ἀπὸ τὴν ἀνατολὴ τοῦ Ἡλίου ἢ μετὰ ἀπὸ τὴν δύση του χαμηλὰ εἰς τὸν ὁρίζοντα. Τὸ φαινόμενο μέγεθός του, ἡ λαμπρότητα, εἶναι κατὰ μέσον ὅρο -1.9, ἐλαφρῶς φωτεινότερος ἀπὸ τὸν ἀστέρα Σείριο μὲ -1,47. Ἔχει χαρακτηριστικὴ γαλαζωπὴ λάμψη καὶ διακρίνεται εὔκολα ὅταν εἶναι ὁρατός.

  Ἡ ὁρατότητα τοῦ Ἑρμοῦ ὅμως διαφέρει ἀναλόγως τὴν ἐποχὴ τοῦ ἔτους, διότι παρὰ τὸ ἴσο τῆς ἀποστάσεώς του ἀπὸ τὸν Ἥλιο, ἡ Ἐκλειπτικὴ ἔχει διαφορετικὴ ἐποχιακὴ κλίση ὡς πρὸς τὸν ὁρίζοντα. Δεῖτε τὸ ἄρθρο ὁ Ἥλιος στὴν Ἀστρονομία γιὰ τὸ πῶς συμβαίνει αὐτό.

Διαδοχικὲς θέσεις καὶ μέγιστο ἀνατολικό μῆκος τοῦ Ἑρμοῦ τὸν Φεβρουάριο 2006. Ὁ Ἑρμῆς εἶναι ἀνατολικὰ τοῦ Ἡλίου καὶ ὁρατὸς μετὰ τὸ ἡλιοβασίλεμα ὅταν ἀρχίζει καὶ ὑψώνεται ἄνω τοῦ ὁρίζοντος. Φθάνει τὸ ὑψηλότερο σημεῖο του κατὰ τὴν μεγίστη ἀπόστασή του ἀπὸ τὸν Ἥλιο.

Ὁ πλανήτης Ἑρμῆς σὲ πρωινὴ ἐμφάνιση καὶ μέγιστο δυτικὸ μῆκος. Ὁ Ἑρμῆς εἶναι δυτικὰ τοῦ Ἡλίου καὶ ὁρατὸς περίπου ἕνα ἡμίωρο πρίν ἀπὸ τὴν ἀνατολὴ τοῦ Ἡλίου. Φθάνει τὸ ὑψηλότερο σημεῖο του τὴν ἡμέρα ὅπου ἔχει τὴν μεγίστη ἀπόσταση ἀπὸ τὸν Ἥλιο.

Ἐσωτερικὴ καὶ Ἐξωτερικὴ Σύνοδος, Ἀναδρομὴ καὶ Συνοδικὸς Κύκλος

  Ὁ χρόνος μεταξὺ δύο διαδοχικῶν εὐθυγραμμίσεων Ἑρμοῦ καὶ Γῆς διαρκεῖ 115,88 γήινες ἡμέρες κατὰ μέσον ὅρο καὶ ὀνομάζεται συνοδικὴ περίοδος. Ἐντὸς μίας συνοδικῆς περιόδου ὁ Ἑρμῆς ὁλοκληρώνει ἕναν πλήρη κύκλο ἐναλλαγῆς μεταξὺ πρωινῆς καὶ ἑσπερίας ἐμφανίσεως.

  Ὅταν ὁ Ἥλιος, ἡ Γῆ καὶ ὁ Ἑρμῆς εὐθυγραμμίζονται μὲ τὸν Ἑρμῆ νὰ κεῖται μεταξὺ τοῦ Ἡλίου καὶ τῆς Γῆς, θέση ποὺ καλεῖται ἐσωτερικὴ σύνοδος, τότε ὁ Ἑρμῆς φθάνει τὴν ἐλαχίστη ἀπόσταση ἀπὸ τὴν Γῆ. Ὅταν φθάνει τὴν ἀντιδιαμετρικὴ θέση ὄπισθεν τοῦ Ἡλίου, ποὺ καλεῖται ἐξωτερικὴ σύνοδος, ἀπέχει τὴν μεγίστη ἀπόσταση ἀπὸ τὴν Γῆ.

  Ὁ πλανήτης εἰσέρχεται ἐσωτερικῆς συνόδου ἀνὰ περίπου 116 ἡμέρες (3,8 μῆνες), ἀλλὰ τὸ διάστημα αὐτὸ δύναται νὰ κυμαίνεται ἀπὸ 111 ἔως 121 ἡμέρες, λόγῳ τῆς αὐξημένης ἐκκεντρότητος τῆς τροχιᾶς του. Ἡ φαινόμενη ἀνάδρομος κίνηση τοῦ Ἑρμοῦ συμβαίνει τότε καὶ κυμαίνεται ἀπὸ 18 ἔως 23 ἡμέρες, μὲ μέση διάρκεια 21 ἡμέρες, ἑκατέρωθεν τῆς ἐσωτερικῆς συνόδου. Ἡ διακύμανση εἶναι ἐπίσης λόγῳ ἐκκεντρότητος.

Ἑρμοῦ Πρόσωπα (Φάσεις)

  Ὁ Ἑρμῆς παρουσιάζει φάσεις ἀπὸ τὴν γήινη ὀπτικὴ γωνία, παρομοίες μὲ αὐτὲς τῆς Σελήνης. Εἶναι νέος ὅταν εὑρίσκεται εἰς ἐσωτερικὴ σύνοδο καὶ πλήρης εἰς ἐξωτερικὴ σύνοδο. Ἀλλὰ ἀμφότερες οἱ ὄψεις αὐτὲς εἶναι ἀόρατες ἀπὸ τὴν Γῆ, ἐπειδὴ τότε ἀνατέλλει καὶ δύει μαζὶ μὲ τὸν Ἥλιο.

  Ἡ φάση τοῦ τετάρτου ἢ διχοτόμος, συμβαίνει ὅταν φθάνει ὁ πλανήτης φθάνει τὴν μεγίστη φαινόμενη ἀπόσταση ἀπὸ τὸν Ἥλιο, δηλαδὴ τὸ μέγιστο μῆκος, δυτικὸ ἢ ἀνατολικό.

  Ὁ Ἑρμῆς φθάνει τὴν μεγίστη λαμπρότητα καθὼς ἀπὸ διχοτόμος τείνει νὰ γίνῃ πλήρης. Παρότι ὁ πλανήτης ἀπομακρύνεται ἀπὸ τὴν Γῆ τότε, φωτίζεται μεγαλύτερο μέρος τῆς ἐπιφάνειάς του, ποὺ ἀντισταθμίζει τὴν ἀπόσταση. Τὸ ἀντίθετο ἰσχύει γιὰ τὴν Ἀφροδίτη, ἡ ὁποία ἐμφανίζεται φωτεινότερη ὅταν πλησιάζει τὴν διχοτόμο φάση καὶ ἔπειτα τὴν φθίνουσα διότι τὸτε πλησιάζει πολὺ περισσότερο τὴν Γῆ.

Ἡλιακὲς Διελεύσεις

  Ἡ τροχιὰ τοῦ Ἑρμοῦ ἔχει κλίση 7° ὡς πρὸς τὸ ἐπίπεδο τῆς γήινης τροχιᾶς (τῆς Ἐκλειπτικῆς) καὶ ἡ τροχιά του τέμνεται μὲ τὴν Ἐκλειπτικὴ δύο φορὲς ἐτησίως. Τὴν ἐποχὴ μας αὐτὸ συμβαίνει ἀρχὲς Μαΐου καὶ ἀρχὲς Νοεμβρίου. Ἐὰν τότε συμβῇ ἐπίσης νὰ εἶναι σὲ ἐσωτερικὴ σύνοδο, τότε μποροῦμε νὰ παρατηρήσουμε τὸν Ἑρμῆ νὰ κινεῖται κατὰ μῆκος τοῦ ἡλιακοῦ δίσκου. Αὐτὸ γίνεται κάθε 7 ἔτη κατὰ μέσον ὄρο.

  Κατὰ τὶς διελεύσεις τοῦ Νοεμβρίου ὁ Ἑρμῆς εὑρίσκεται εἰς τὸ περιήλιον καὶ ἐμφανίζεται ὀλίγον τὶ μικρότερος ἀπὸ ὅτι κατὰ τὶς διελεύσεις τοῦ Μαΐου ὅπου εὑρίσκεται εἰς τὸ ἀφήλιον. Οἱ διελεύσεις τοῦ Μαΐου εἶναι σπανιότερες διότι ὁ Ἑρμῆς εἰς τὸ ἀφήλιον κινεῖται βραδύτερα καὶ ὑπάρχουν λιγότερες πιθανότητες νὰ συμπέσῃ ἡ ἐσωτερική του σύνοδος μὲ τὴν διαδρομή του ἀπὸ τὸ ἐπίπεδο τῆς Ἐκλειπτικῆς. Οἱ διελεύσεις τοῦ Νοεμβρίου ἐμφανίζουν συχνότητα 7, 13 ἢ 33 ἐτῶν ἐνῶ οἱ διελεύσεις τοῦ Μαΐου μόνον 13 ἢ 33 ἐτῶν.

  Οἱ διελεύσεις τῶν ἐσωτερικῶν πλανητῶν Ἑρμοῦ καὶ Ἀφροδίτης σημειοδοτοῦν ἕνα ἰδιαίτερο εἶδος “ἐκλείψεως” καὶ εἶναι πολὺ σπανιότερες ἀπὸ τὶς ἡλιακὲς ἐκλείψεις ποὺ προκαλεῖ ἡ Σελήνη. Μόνον 13 τέτοιες διελεύσεις τοῦ Ἑρμοῦ συμβαίνουν ἀνὰ αἰῶνα καὶ ἡ πρώτη παρατηρηθείσα διέλευση χρονολογεῖται τὸ 1631 ἀπὸ τὸν Γάλλο ρωμαιοκαθολικὸ ἱερέα, ἀστρονόμο καὶ μαθηματικὸ Πιὲρ Γκασεντί (Pierre Gassendi).

Πίνακας ἡλιακῶν διελεύσεων Ἑρμοῦ 1901 – 2050

Πρόοδος τοῦ περιηλίου

  Ἡ διαδρομὴ τῆς ἐκκέντρου τροχιᾶς τοῦ Ἑρμοῦ κάθε φορὰ ποὺ πλησιάζει τὸ σημεῖο τοῦ περιηλίου, αὐτὸ μετακινεῖται ἐλαχίστως πρὸς τὰ ἐμπρός. Τὸ φαινόμενο διαπιστώθη γιὰ πρώτη φορὰ περὶ τὰ μέσα τοῦ 19^ου αἰῶνος ἀπὸ τὸν Γάλλο μαθηματικὸ καὶ ἀστρονόμο Οὐρμπαῖν Λὲ Βερριὲ (Urbain Le Verrier) καὶ μὲ σταδιακὲς μετρήσεις ἡ μετατόπιση τῆς τροχιᾶς τοῦ Ἑρμοῦ κατὰ τὸ περιήλιον ὑπολογίσθη εἰς 43″ / αἰῶνα.

Ἡ πρόοδος τοῦ περιηλίου τοῦ Ἑρμοῦ καὶ ἡ μετατόπιση τῆς τροχιᾶς του.

ΤΟ ΠΕΡΙΗΛΙΟ ΤΟΥ ΕΡΜΟΥ ΕΝ ΚΙΝΗΣΕΙ

  Οἱ ἀστρονόμοι τῆς ἐποχῆς ἀδυνατοῦσαν νὰ τὴν ἐρμηνεύσουν βάσει τῶν μηχανικῶν νόμων τοῦ Νεύτωνος καὶ ἀναζήτησαν ἄλλες θεωρίες ποὺ νὰ τὴν ἐξηγοῦν. Γιὰ πολλὰ ἔτη ὑπέθεταν, συμπεριλαμβανομένου τοῦ Λὲ Βερριέ, ὅτι θὰ ἔπρεπε νὰ ὑπῆρχε ἕνας ἐπιπλέον πλανήτης μεταξὺ τοῦ Ἑρμοῦ καὶ τοῦ Ἡλίου ποὺ προκαλοῦσε τὸ φαινόμενο αὐτό. Ἡ ἐπιτυχία τῆς ἀνακαλύψεως τοῦ Ποσειδῶνος λόγῳ τῶν ἀνωμαλιῶν τῆς τροχιᾶς τοῦ Οὐρανοῦ ὁδήγησε τοὺς ἀστρονόμους νὰ ἀποθέσουν μεγάλες ἐλπίδες εἰς τὴν ἐναλλακτικὴ αὐτὴ ἐξήγηση καὶ ὁ ὑποθετικὸς πλανήτης εἶχε μάλιστα ὀνομασθεῖ Ἥφαιστος.

  Τὸ πρόβλημα ἦταν ὅτι δὲν ὑπῆρχε τέτοιος πλανήτης. Ἀρχὲς τοῦ 20^ου αἰῶνος, ἡ Γενικὴ θεωρία τῆς Σχετικότητος τοῦ Ἀϊνστάιν ἔδωσε μία ἐναλλακτικὴ ἐξήγηση τοῦ φαινομένου τῆς τροχιακῆς μετατοπίσεως τοῦ Ἑρμοῦ, ποὺ σύντομα κέρδισε ἔδαφος: λόγῳ τῆς ἐγγύτητός του πρὸς τὸν Ἥλιο, φθάνει εἰς περιήλιο ἐντὸς περιοχῆς ὅπου ὁ χωροχρόνος καμπυλώνει ἐξαιτίας τοῦ ὄγκου τοῦ Ἡλίου καὶ τῶν ἰσχυρῶν βαρυτικῶν δυνάμεων· ἡ δὲ μετατόπιση εἶναι ἀποτέλεσμα τῆς διαστολῆς τοῦ ὄγκου τοῦ Ἑρμοῦ, καθὼς ὁ Ἑρμῆς εἶναι ἐλαφρῶς βαρύτερος εἰς τὸ περιήλιον ἀπὸ ὅτι εἰς τὸ ἀφήλιον ἐπειδὴ τότε κινεῖται ταχύτερα. Φθάνοντας εἰς τὸ περιήλιο “ὑπερανυψώνει” ἐλαχίστως τὴν θέση του, κάτι ποὺ δεν προέβλεπε ἡ θεωρία τῆς βαρύτητος τοῦ Νεύτωνος.

  Ἐπειδὴ μέσῳ τῆς θεωρίας αὐτῆς προέκυπτε μιὰ λογικοφανὴς ἐξήγηση γιὰ τὴν πρόοδο τοῦ περιηλίου τοῦ Ἑρμοῦ, αὐτὸ ἐνίσχυσε τὴν ἀποδοχή της. Ἡ ἐξήγηση τῆς προόδου τοῦ περιηλίου τοῦ Ἑρμοῦ ἦταν ἡ μία ἐκ τῶν δύο κυρίων ἐπιβεβαιώσεων τῆς θεωρίας τοῦ Ἀϊνστάιν (ἡ ἄλλη ἦταν ἡ ἐκτροπὴ τοῦ ἡλιακοῦ φωτὸς πλησίον τοῦ Ἡλίου).

  Ἡ Γενικὴ Θεωρία Σχετικότητος δίδει μία ἐξίσωση ἡ ὁποία ἐξηγεῖ τὴν πρόοδο τοῦ περιηλίου τοῦ Ἑρμοῦ, ὅμως ἡ ἴδια ἐξίσωση δεν ἐξηγεῖ τὶς προόδους τῶν περιηλίων τῆς Ἀφροδίτης, τῆς Γῆς καὶ τοῦ Ἄρεως, οἱ τιμὲς τῶν ὁποίων εἶναι πολὺ μικρότερες (Ἀφροδίτη: 16,8″ / αἰῶνα, Γῆ: 10,42″ / αἰῶνα, Ἄρης: 5,5″ / αἰῶνα) Κατὰ καιροὺς ἐξετάζονται καὶ ἄλλες ἐναλλακτικὲς θεωρίες περὶ τῆς προόδου τοῦ περιηλίου τοῦ Ἑρμοῦ, ποὺ διακρίνεται λόγῳ τῆς αὐξημένης τιμῆς 43″ / αἰῶνα.