Великие ученые древности. Семь греческих мудрецов, или Заря наук - Луи Фигье

время одного и того же затмения Солнца коническая тень, отбрасываемая Луною, имеет в разных местах не один и тот же диаметр. Он должен был рассуждать таким образом, ибо изменения расстояний Луны, очень заметные на горизонте, кажется увеличиваются от горизонта до зенита и должны поэтому зависеть от высоты Луны над горизонтом. В одно и то же время звезда не может быть видна на одной и той же высоте в различных странах. Но когда, во время солнечного затмения, Луна находится между Солнцем и Землею, оба светила для наблюдателя соответствуют одной и той же точке неба; и каково бы ни было на земле место, где происходит затмение, оба светила должны иметь одну и ту же видимую высоту над горизонтом. Если этого нет, то высота одного из них изменена какой-нибудь причиной: эта причина есть пространство земного шара. Для наблюдателей, находящихся в различных точках земного шара, светило в один и тот же момент соответствует различным точкам неба, подобно тому как дерево, стоящее на равнине, будет отнесено к двум различным точкам горизонта двумя лицами, одновременно смотрящими на него в некотором расстоянии друг от друга. В этом случае их зрительные лучи пересекаются и образуют, проходя через дерево, два угла, противоположные вершинами.

Расстояние двух точек неба, к которым отнесено дерево, или же угол, образуемый двумя зрительными лучами, есть то, что называется параллаксом. Параллакс звезды больше на горизонте; он уменьшается по мере восхождения звезды; равен нулю в зените. Иппарх полагал, что все эти видимости суть следствие величины Земли, и если их привести к таким, которые имели бы место для наблюдателя, находящегося в центре Земли, то можно бы без всякого неудобства не принимать их в расчет, так как все параллаксы были бы взяты с одной и той же земной точки. Это приведение составляет основание вычисления параллаксов.

Открыв параллаксы, Иппарх придумал способ измерить отстояние Земли от Луны при помощи параллакса Луны. Этот способ превосходен; но Иппарх ошибся, прилагая его к Луне. Он не пробовал прилагать его к планетам, ибо их расстояния не могли быть уже измерены по причине тогдашних весьма несовершенных приборов. Он, впрочем, очень хорошо знал, что параллакс светила тем меньше, чем оно больше удалено, и что когда известны параллакс светила и полупоперечник земного шара, то легко простым тригонометрическим вычислением определить отстояние этого светила. Положим, например, что два наблюдателя находятся один – в центре земного шара, другой – в какой-либо точке его поверхности. Оба они смотрят на ту же планету; их зрительные лучи образуют в центре этой планеты угол, который есть параллакс, и, по гипотезе, этот угол известен. Вообразим прямоугольный треугольник, три стороны которого будут зрительные лучи двух наблюдателей и земной радиус. Из шести вещей, составляющих треугольник, именно трех углов и трех сторон, известны та сторона, которая есть земной радиус, и три угла, так как треугольник предположен прямоугольным и один из острых углов, параллакс, известен. В тригонометрии требуется простая пропорция для определения стороны треугольника, проведенной от центра Земли к планете. Такое вычисление было нетрудно для Иппарха; но требуются хорошие приборы, чтобы верно определить параллакс, а у Иппарха были весьма несовершенные. Поэтому он весьма сомневался, точен ли определенный им параллакс Луны.

Необычайное явление, внезапное исчезновение одной большой звезды, породило в Иппархе мысль исчислить звезды, определить их относительные положения, блеск и сравнительную величину. Он сперва попробовал классифицировать их по величине и блеску. Древние, по Плинию[121], сосчитали 1600 звезд или звездных групп. Иппарх считает их гораздо меньше. Но он считал их, определяя положение каждой по расстоянию от экватора и колурий (больших кругов, проходящих через точки равноденствий и солнцестояний). Это была огромная работа, и гораздо труднейшая, чем могут подумать те, кто пробегает глазами в несколько мгновений все обширное пространство неба, не останавливаясь со вниманием на частностях.

В списке Иппарха находится тысяча восемьдесят звезд. Это не все даже из видимых простым глазом. Иппарх хотел не измерить звезды, как ошибочно полагает мало знакомый с астрономией Плиний, но определить их относительные положения, относя их к экватору и колуриям, подобно тому как на Земле определяют положение какой-нибудь точки по долготе и широте. Он разделил небо на 49 созвездий; 12 – в эклиптике, 21 северное и 16 южных. Это небесный глобус древних халдеев.

Замечательно, что ни Иппарх, ни Птоломей решительно ничего не говорят о кометах. Очень возможно, строго говоря, что Птоломей считал их за простые метеоры, за случайные явления в прозрачной и однообразной атмосфере. Но этого мог не думать гениальный Иппарх, которому, конечно, было не безызвестно, что, по учению халдеев и даже по учению Пифагора, кометы рассматривались как небесные тела, подверженные, подобно планетам, постоянным и общим законам. И потому странно, что он ничего не говорит об этих хвостатых звездах с долгим периодом вращения.

Иппарх, сравнивая свои наблюдения с сделанными за полтораста лет раньше Аристиллом и Тимохарисом, сделал открытие, вполне подтвержденное последующими веками и получившее огромную важность в астрономии. Мы говорим о прецессии равноденствий, явлении, которое, в соединении с недавно открытым поступательным движением Солнца, чрезвычайно увеличивает пространство Вселенной. Иппарх показал, что звезды постоянно сохраняют одни н те же взаимные положения; но что относительно знаков зодиака, они, кажется, все совершают с запада на восток слабое движение, величина которого в полтораста лет была около двух градусов, то есть 48 секунд в год. Птоломей, спустя сто шестьдесят лет, нашел, что широты, назначенные для звезд Тимохарисом и Иппархом, остались совершенно те же; но что того же нет относительно долгот и что их совокупное движение происходит однообразным образом по отношению к полюсу эклиптики, причем расстояние каждой от солнечной орбиты не уменьшилось и не увеличилось.

Мы уже говорили, что звездный год равен 365 дням, 6 часам 9' 12", а год тропический – 365 дням 6 часам 48' 51". Так как последний короче первого, то тропическое обращение возвращает равноденствия и солнцестояния раньше окончания вращения звездного; отчего происходит, по отношению к звездам, видимое возвратное движение равноденственных точек. Отсюда название прецессии равноденствий, данное этому опереживанию равноденствий против звездного обращения.

Измерив расстояние Луны от Земли при помощи горизонтального параллакса Луны, что не представляло особых затруднений, Иппарх хотел измерить расстояние Солнца от Земли, что гораздо труднее и более подлежит ошибкам по причине огромности расстояния этих двух тел. Требовалось сперва определить горизонтальный параллакс Солнца, чтобы измерить его видимый диаметр. Это чрезвычайно трудная работа, столь трудная, что в новейшие времена искуснейшие астрономы, вспомоществуемые сведениями своих предшественников и владея