Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

Теперь проведем обратное доказательство: у нас имеется возможность вывести расстояния до звезд из известного значения скорости Солнца (которое теперь можно считать полученным), используя собственные движения звезд в том случае, если они определяются исключительно нашим движением (вместе с Солнцем) среди звезд. И здесь Гершеля сначала ждало разочарование. Существовали яркие звезды (они, как ожидалось, должны быть близкими), которые, судя по всему, не обнаруживали никакого собственного движения, а потому должны были находиться на чрезвычайно больших расстояниях. Спустя некоторое время он понял причину: его доказательство годилось только для полностью статичной Вселенной. С нашей точки зрения, в этом нет ничего удивительного. Почему Солнце должно двигаться, а все остальные звезды – нет? Гершель понимал, что если отдельные звезды движутся одинаково с Солнцем, то расстояния до них не будут определяться тем доказательством, которое мы представили выше. Таким образом у него возникло первое представление о таком явлении, как «звездный поток», однако надо сказать, что это его открытие не оказало сколько-нибудь значительного влияния на современников. Вплоть до сообщения, сделанного Якобусом Каптейном в 1904 г., это явление не получило должной оценки.

После нескольких лет работы со своим самым большим рефлектором Гершель научился проводить различие между туманностями, кажущимися таковыми только потому, что входящие в их состав звезды не могли быть ранее разрешены, и туманностями, состоящими из сплошной светящейся материи, в которых можно различить одну или несколько звезд. Чем больше примеров он накапливал, тем более становился уверенным в том, что располагает визуальными доказательствами того, как звезды сначала конденсируются из диффузной материи, а затем объединяются в скопления под действием гравитационных сил. Другими словами, к середине 1810‐х гг. он ввел в употребление еще один довод в пользу изменений, случающихся в наиболее удаленных частях известной Вселенной.

Гершель никогда не переставал интересоваться Солнечной системой. Например, он изучал поверхность Венеры и счел себя обязанным опровергнуть утверждение Иоганна Иеронима Шрётера (обнародованное в работе, опубликованной в 1796 г.) об обнаруженных им огромных горах на этой планете, высота одной из которых, предположительно, достигала 43 километров. Шрётер служил адвокатом в Эрфурте. Гершель привил ему интерес к астрономии и продал ему несколько надежных инструментов. Шрётер не был первым из тех, кто привнес в телескопические наблюдения этой планеты больше, чем то позволяли сделать убедительные свидетельства, но он оказался прав по меньшей мере в одном своем предположении, высказанном в 1788 г., а именно – что многие зарегистрированные им детали на диске планеты носили атмосферный характер. Более ранние заявления об образованиях, увиденных на поверхности Венеры, сделали Франческо Фонтана в 1645 г. и Франческо Бьянкини в 1726 г. Бьянкини даже изготовил карту, на которой изобразил девять maria (морей), восемь проливов и двенадцать мысов (каждому из них он уверенно присвоил соответствующее название). По прошествии времени, когда несколько мысов в конце концов испарились, вместе с ними улетучились и их названия.

Гершель изучал Марс и определил период его вращения и направление оси; он произвел измерения недавно открытых астероидов Церера (обнаруженного Пиацци в 1801 г.) и Паллада (Ольберс, 1802). Наблюдая Солнце в 1800 г., он заметил, что ощущение тепла от изображения, проекцию которого он получил с помощью своих линз, не совпадает с положением находящейся там же освещенной области; и это привело его к экспериментам с использованием термометра и призмы, в результате чего удалось открыть инфракрасное излучение. (Он не обнаружил никакого теплового эффекта в фиолетовой части спектра, ультрафиолетовое излучение вскоре зарегистрировал И. В. Риттер по эффекту почернения хлорида серебра, что случилось задолго до изобретения фотографии.) Иными словами, Гершель обладал талантом неудержимого экспериментатора. Это служило достойным противовесом блестящим достижениям в области теоретической астрономии, особенно во Франции. Он обладал врожденным пониманием экспериментального метода. Там, где многие другие приходили к какому-либо выводу, закрывая глаза на то, что свидетельствовало о противном, Гершель прилагал незаурядные усилия к выявлению потенциального конфликта. Рассмотрим это на единственном примере – движении в направлении солнечного апекса: закончив его расчеты в 1783 г., он выразил надежду, что будущие наблюдения «либо полностью подтвердят, либо ниспровергнут гипотезу движения Солнечной системы как целого», добавив, что в связи с этим он «уже начал серию наблюдений над несколькими зонами с двойными звездами». Интересы Гершеля охватывали всю астрономию, но наиболее весомый его вклад имел отношение к Вселенной звезд и туманностей. Что касается последнего, то только спустя много десятилетий после смерти ученого его работу значительно дополнили другие.

МАТЕМАТИКА И СОЛНЕЧНАЯ СИСТЕМА

В том, что касается теории, астрономия после Ньютона извлекла значительную выгоду из поразительных достижений, сделанных в области математики, которая развивалась параллельно с положительными сдвигами в практических вопросах. Эти достижения основывались главным образом на законах, установленных Ньютоном. Одним из его наиболее заслуженных ранних последователей был шотландский математик Колин Маклорен, изучавший устойчивость эллипсоидов (таких, как Земля) и приливы. Британские математики, к сожалению, зачастую слишком трепетно относились к Ньютону и упорно придерживались разработанных им технических приемов, усовершенствованных континентальными математиками, поэтому лидерство вскоре перешло на континент. Базельский математик Леонард Эйлер был одним из тех, кто внес существенный вклад фактически в каждую отрасль математики своего времени – как чистой, так и прикладной. Его работы раз за разом получали награды Парижской академии наук. Не обладая никаким титулом в области практической экспериментальной работы, он подарил астрономии некоторые из ее наиболее полезных математических процедур, таких как теория погрешности инструмента, метод определения солнечного параллакса и расчет орбит (как планетных, так и кометных) по малому числу имеющихся наблюдений. Лучшей проверкой его способностей стало решение проблемы лунного перигея.

Следуя законам Ньютона, Алексис Клод Клеро и Жан Лерон д’ Аламбер вывели для периода обращения перигея Луны (точки ее орбиты, которая находится на наименьшем расстоянии от Земли) значение, равное примерно восемнадцати годам. (Не путать с периодом 18,6 года для узлов лунной орбиты.) Из наблюдений было известно, что эта величина примерно наполовину меньше действительной, и в течение долгого времени Эйлер и другие математики полагали, что единственным способом устранения этого несоответствия является внесение изменений в закон гравитации Ньютона. В 1749 г. Клеро обнаружил ошибку в методе аппроксимации, применявшемся всеми, кто решал эту задачу. Эйлер сначала не согласился с этим доводом, а затем использовал его в трактате по лунной теории, который превосходил все, что было сделано ранее. Его «Theoria motus lunae exhibens omnes eius inequalitates» («Теория движения Луны с приведением всех ее неравенств», 1753) включала метод приближенного решения задачи трех тел – в данном конкретном случае для системы Солнце-Земля-Луна. В работе использовался новый технический прием, которому было суждено сыграть выдающуюся роль в будущей теоретической астрономии и физике, – так называемый «метод вариации постоянных». Несомненным утешением явился следующий факт: Клеро и Эйлер показали, что ньютоновские динамика и теория гравитации сумели пройти столь суровую проверку.

Эйлер затратил немало труда на решение проблемы трех тел и, в сущности, аналогичной проблемы возмущения планетных орбит. Его выдающаяся работа по лунной теории появилась в 1772 г. Она не получала должной оценки в течение более чем ста лет, когда ее вызволили из забвения и она получила дальнейшее развитие в трудах американского небесного механика Джорджа Уильяма Хилла. (Хилл был ведущим специалистом в этой области. Создается впечатление, что его трудности полностью противоположны тем, с которыми столкнулись Кеплер и Флемстид, поскольку он упорно настаивал на