Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

оставил эту тему, но на самом деле она по-прежнему занимала его, о чем свидетельствуют его неопубликованные работы. Он пытался найти геометрическую модель Вселенной, в которой звезды были бы рассредоточены таким правильным образом, чтобы могло установиться равновесие. Конечно, даже самые простые наблюдения нашего неоднородно заполненного мира с целью проверить эту идею должны привести нас к выводу, что эта космологическая модель является весьма неточным приближением. Он тщательно исследовал следующую идею: все звезды располагаются на сферических поверхностях, центры которых находятся в Солнце, и каждая из звезд в пределах одной поверхности равноудалена от своих ближайших соседей на некую определенную величину. Он принимал радиусы указанных сфер равными одной, двум, трем и т. д. таким единицам. Преимущество этой модели заключалось в следующем: благодаря большим радиусам подобного распределения материя рассредоточивалась по разреженным, равномерно заполненным ячейкам, и, как он показал в «Principia», суммарная сила гравитационного притяжения в произвольном месте любой из этих ячеек должна была равняться нулю, что представлялось весьма отрадным, принимая во внимание его непростую дискуссию с Бентли.

Ньютон изучал геометрические свойства этой модели. Сколько звезд можно расположить на одинаковом расстоянии друг от друга на поверхности сферы, радиус которой равен тому же расстоянию? Кеплер уже рассматривал эту проблему и пришел к выводу, что их не может быть больше двенадцати. Как полагал Ньютон, их может быть тринадцать. Каков бы ни оказался ответ, при удвоении радиуса их количество должно было вырасти в четыре, а при утроении – в девять раз и т. д. Сначала Ньютон предположил, что в качестве звезды наиболее близкой к центру сферы можно рассматривать звезды первой видимой звездной величины, на следующей сфере располагаются звезды второй величины, еще дальше – третьей величины и т. д. (спустя сто лет Гершель исходил примерно из таких же соображений). Таким образом, осуществить проверку было не только возможно, но и весьма просто. Надо только посчитать звезды в порядке убывания их звездных величин, использовав для этого лучшие доступные каталоги. В очень грубом приближении звезды шести принятых видимых величин вполне укладывались в эту схему, хотя наблюдалась тенденция более быстрого накопления слабых звезд, что понудило Ньютона отказаться от рассмотрения звезд пятой и шестой величин.

Однако оставалась еще одна проблема: не постулировал ли он таким образом положение Солнца в центре Вселенной? Ньютон пытался заниматься дальнейшей отладкой своей модели. Но эти мелкие подробности были не так интересны, как один парадокс, который, судя по всему, прошел мимо него, хотя именно он председательствовал на заседании Королевского общества в 1721 г., когда Галлей обратил на него внимание. Согласно модели Ньютона, число звезд растет пропорционально площади поверхности сфер таким образом, что какое-то количество звезд первой сферы становится в четыре раза больше на второй сфере, в девять раз больше – на третьей и так далее, как уже было показано выше. Однако на расстоянии двух единиц длины каждая звезда светит в четыре раза слабее, чем звезда, находящаяся на расстоянии одной единицы; на расстоянии трех единиц длины – в девять раз слабее и т. д. Другими словами, общее количество света, идущее от звезд любой сферы, должно быть величиной постоянной, а следовательно, если исходить из того, что Вселенная бесконечна, небо должно быть залито ярким светом, исходящим от суммарного количества бесконечной серии постоянных совокупных величин. (В данном случае мы рассматриваем звезды как точечные источники и предполагаем, что они не загораживают свет, идущий от других звезд. Но и в последнем случае небо все равно должно быть ослепительно ярким.)

Неизвестно, кто первым отметил важность этого парадокса, но согласно утверждению Галлея, на него «настоятельно указывал» какой-то незнакомый ему человек. Одним из возможных кандидатов, как предполагалось, мог быть Дэвид Грегори, поскольку известно, что в 1694 г. он принимал участие в обсуждении с Ньютоном поднятых Бентли космологических проблем, а позже описал их в своей книге. Еще более вероятным кандидатом, возможно, был Уильям Стьюкли. Как мы увидим, парадокс Галлея долгое время приписывался Г. В. М. Ольберсу, но формулировка Ольберса появилась более чем веком позже.

ГАЛЛЕЙ И КОМЕТЫ

Карьера Эдмонда Галлея была настолько органично связана с карьерами Ньютона, Флемстида и других главных фигурантов описываемого периода, что легко впасть в ошибку, будто он был просто на вторых ролях. Но этот человек отличался большой оригинальностью, и его вклад в астрономию весьма незауряден. Он обладал значительным объемом знаний и широкими интересами. Например, он подготовил издание в латинском переводе сочинений Аполлония и Менелая, писал об археологии, арабских астрономических таблицах и геофизике. Однако наиболее известным его достижением являлось наглядное подтверждение того, что кометы 1531, 1607 и 1682 гг. были одним и тем же небесным телом, которое снова ожидалось (он допускал возможное возмущающее воздействие со стороны Юпитера) в декабре 1758 г. Так и случилось, но по понятным причинам Галлею не довелось этого увидеть. Только после возвращения кометы роль Галлея в этой истории стала известна широкой публике.

168

Эдмонд Галлей (1656–1743) в возрасте восьмидесяти лет. Меццо-тинто с портрета в Королевском обществе, приписываемого Микаэлю Далю.

Не стоит и говорить о том, что комета Галлея особенно памятна своим предсказанным возвращением, и это был первый такой случай в истории. Аналогичное предсказание, напомним, сделанное им в отношении кометы 1680–1681 гг., разбираемое в Книге III «Principia» Ньютона, оказалось не столь удачным. Однако в более узком кругу астрономов комета Галлея ценилась за то, что она служила подтверждением ньютоновской науки. Опираясь на ньютоновский метод расчета орбитальных параметров планет по трем наблюдениям их положений, Галлей рассчитал пять параметров орбиты «кометы Галлея». (Это название присвоено исключительно из уважения к ученому, поскольку до того комету наблюдали как минимум девять других астрономов, и наиболее ранняя дата наблюдения относится к 15 августа 1682 г. Галлей впервые увидел ее 5 сентября того же года.) Следуя методу Ньютона, он сделал вполне разумное предположение, что орбита является параболической, поскольку комета проходила в непосредственной близости от Солнца. Поступи он иначе, количество параметров могло бы равняться шести. Он не сразу создал свою теорию возвращения кометы; сначала он приступил к углубленному изучению кометных орбит. В результате появилась его главная публикация на эту тему, вышедшая в 1705 г. сначала в «Философских трудах» Королевского общества, а затем в виде отдельной книги, ставшей классической по этому предмету: «Astronomioe cometiceo synopsis», английский перевод которой вышел в том же году под названием «A synopsis of the astronomy of comets» («Обзор кометной астрономии»).

169

Этот гобелен из Байё, общая длина которого составляет семьдесят метров, повествует о захвате Англии Вильгельмом Нормандским. На правой стороне картины изображен недавно коронованный король Англии Гарольд. Слева – сомневающаяся в его праве на престол группа его подданных, «дивящихся звезде». Это предзнаменование – периодическая комета, носящая сегодня имя Галлея, была видна с апреля по июнь 1066 г.

Галлей являлся, в определенном смысле, вычислителем, что не было редкостью в то время, но сложно поддается пониманию сегодня, в век электронных компьютеров и калькуляторов. По-видимому, он считал себя великолепно оснащенным по сравнению с предыдущими поколениями, поскольку располагал логарифмами. Галлей отличался прилежностью и трудолюбием не только в вычислениях, но и в посещении библиотек с целью собрать как можно больше информации о двадцати четырех кометах, наблюдавшихся между 1337 и 1698 гг. Когда