Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

включая Гука и Гюйгенса, также заявивших свои права на это изобретение, с современной точки зрения представляющееся относительно скромным достижением. Гаскойн использовал всего лишь два перекрестья, расстояние между которыми регулировалось винтом. Озу и Жан Пикар превратили микрометр в превосходный инструмент для измерения малых углов, использовав два отдельных комплекта перекрестий. Они почерпнули кое-что из более простой конструкции, разработанной Гюйгенсом. Кроме того, Эустакио Дивини применил для картографирования Луны сетчатый микрометр, хотя это никак нельзя назвать крупным достижением. Как бы то ни было, к концу 1660‐х гг. прямые измерения видимых диаметров планет и других очень малых углов стали давать относительно надежные результаты. Соответственно, астрономы и мастера по изготовлению инструментов внесли в базовую конструкцию «нитяного микрометра» десятки мелких изменений, после чего перебранка по поводу оригинальности постепенно сошла на нет. Одно из наиболее важных позднейших усовершенствований было сделано Брэдли, который, чтобы исключить скольжение винта, снабдил его пружиной; после 1730‐х гг. это приспособление позволило задать новый стандарт точности измерений. В 1700 г. Филипп де ля Гир нанес на стеклянную пластинку множество ровных линий, использовав для этого алмаз. Будучи, как и ранее, размещенным в фокальной плоскости, этот «окулярный микрометр» мог использоваться как с винтом, так и без него, хотя точность интервалов между линиями зависела в конечном счете от винта линовальной машины.

РАССТОЯНИЕ ДО CОЛНЦА

К середине XVII в. на основе кеплеровской астрономии можно было с высокой точностью установить относительные расстояния между планетами в произвольно выбранный период времени. Таким образом, использовав видимый размер планетных дисков, можно было получить относительные (физические) размеры всех планет, кроме Земли. Кто-то пытался применить принцип Хоррокса, согласно которому размеры планет пропорциональны их расстоянию до Солнца. Как мы уже видели, в его основе лежало очень ненадежное правило, и если бы Хоррокс прожил чуть дольше, он, скорее всего, согласился бы с этим доводом. Тот факт, что размеры Марса гораздо меньше продиктованных этим принципом, представлял собой прискорбное обстоятельство для тех, кто исходил из размеров, полученных для Марса и Венеры, и определял размеры Земли как некоторое промежуточное значение между этими величинами. Это приводило к невероятно большому расстоянию до Солнца – около двадцати или тридцати тысяч земных радиусов. Согласно предположению Гюйгенса, это число равно 25 086, исходя из значения солнечного параллакса, равного 8,2″. Данное значение оказалось весьма точным, но это была фиктивная точность, поскольку ее оценка основывалась на некорректных предпосылках, завышающих ее в несколько раз.

В настоящее время очевидно, что одной из наиболее насущных задач позиционной астрономии было определение расстояния до Солнца (или его параллакса – это одно и то же), посредством чего можно получить линейный масштаб Солнечной системы. Можно привести краткий обзор того, как предполагаемое значение солнечного параллакса постепенно уменьшалось при переходе от одного исторического периода к другому. Упомянем только несколько значений, приведя их в соответствие с размерностью угловых секунд: Гиппарх получил значение 420″, Коперник – 211″, Тихо Браге – 180″, Кеплер – 60″ и Хоррокс – 14″. Осознаваемые размеры Солнечной системы очевидным образом увеличивались, при этом известно, что каждый последующий результат в значительной степени зависел от того или иного предположения.

Следующее ключевое значение на пути осуществления этого грандиозного замысла было получено Доменико Кассини. Еще до того как переехать из Болоньи в Париж, он серьезно увлекся солнечной теорией после того, как его попросили восстановить «гномон» в церкви Сан-Петронио. Это не просто столб или колонна. Игнацио Данти распорядился проделать на большой высоте внутри церкви маленькое отверстие, чтобы в момент пересечения Солнцем меридиана его изображение падало на градуированную плоскую пластину, также расположенную в плоскости меридиана, тщательно выверенную по уровню и вмурованную в пол церкви. Позже Франческо Бьянкини, сам являвшийся астрономом, охарактеризовал восстановленную Кассини линию меридиана в указанной церкви как «самое большое и наиболее точно выверенное астрономическое приспособление в Европе». Даже со скидкой на национальную гордость, это замечание имело под собой вполне веские основания. Оно позволяло очень точно определять высоту Солнца, а с учетом известного значения угла наклона эклиптики – и широту места. Значение последней, как обнаружил Кассини, не согласуется с широтой, определяемой по систематическим наблюдениям Полярной звезды, которая, как он, конечно же, знал, обращается вокруг истинного полюса. Он понимал, что необходимо учитывать этот факт и влияние рефракции, но даже после этого его наблюдения можно было объяснить только в том случае, если солнечный параллакс не превышал значения 12″, а это очевидным образом противоречит расхожему мнению о том, что он отложил решение этого вопроса на потом и снова занялся им только после 1669 г., после переезда в Париж.

Кассини приобрел широкую известность благодаря своим таблицам движения спутников Юпитера. В 1665 г. для придания лоска только что основанной Королевской академии наук в Париже, Кольбер пригласил в нее большое количество титулованных иностранцев, в том числе Гюйгенса и Кассини. Практически сразу после своего прибытия Кассини начал активно участвовать в делах Академии, иногда вызывая неудовольствие других ее членов. Под его умелым руководством обсерватория (входившая в состав Академии) на какое-то время стала ведущей европейской обсерваторией. Обладая щедро финансируемым инструментальным парком, многие инструменты которого имели большую шкалу и вскоре были оснащены микрометрами, она стала первой обсерваторией, бесспорно превзошедшей обсерватории Тихо Браге.

Очевидно, что точные измерения нуждались в детальных представлениях об атмосферной рефракции и солнечном параллаксе, поэтому прозвучал призыв к организации экспедиции в то место земной поверхности, откуда Солнце могло наблюдаться на максимальной высоте и где рефракция должна была играть значительно меньшую роль или вовсе отсутствовать в случае, если Солнце будет в зените. Такая экспедиция отправилась под руководством Жана Рише во французскую колонию Кайенну в Южной Америке (широта около 5° с. ш.).

К этому времени уже возникла широкая инициатива по определению точных значений координат ведущих обсерваторий, особенно в Ураниборге и Париже, а также определения размеров самой Земли. Первым, кто произвел такие измерения, был Жан Пикар, и он же измерил длину одного градуса земной поверхности, основываясь на наблюдениях, произведенных на севере Франции. Один из способов определения расстояния до Солнца (или солнечного параллакса) заключался в измерении параллакса Марса (мы уже рассматривали модель, в которой могла быть получена связь между этими величинами). Для измерения любого параллакса требуется базовая линия большой длины. «Суточным параллаксом» называется изменение положения, наблюдаемое из одной и той же точки земной поверхности, но в разное время суток. (То есть его значение будет меньше, чем значение максимального параллакса. См. правую часть ил. 172 в главе 14; этот способ, конечно же, может быть применен к любой другой планете.) Для этого необходимо, понятное дело, произвести множество расчетов, учесть много поправок и внести много исправлений, но суть идеи заключалась в том, что наблюдатель переносился с одного конца базовой линии на другой благодаря вращению Земли. Тихо нашел суточный параллакс Марса в 1582 г., когда планета находилась на наименьшем расстоянии от Солнца (в перигелии). Джон Флемстид произвел аналогичные наблюдения в 1672 г., еще до того как стал Королевским астрономом, получив для солнечного параллакса величину 10″. Кассини получил примерно такие же значения: после некоторых размышлений он остановил свой выбор на величине 9,5″.

Без перечисления всех ухищрений, примененных в процессе долгого поиска правильного значения солнечного параллакса, отметим для сравнения, что его