The Story of the Heavens Robert S. Ball 2411 downloads.pdf

Электронная книга проекта Gutenberg «История небес»
Эта электронная книга предназначена для использования любыми людьми в любых местах Соединенных Штатов и большинства других стран мира бесплатно и практически без каких-либо ограничений. Вы можете копировать ее, передавать другим или повторно использовать в соответствии с условиями лицензии проекта Gutenberg, прилагаемой к этой электронной книге или доступной онлайн по адресу www.gutenberg.org. Если вы находитесь не в Соединенных Штатах, вам необходимо ознакомиться с законодательством страны, в которой вы проживаете, перед использованием этой электронной книги.

Название: История небес
Автор: Роберт С. Болл
Дата выпуска: 1 декабря 2008 г. [Электронная книга № 27378]
Язык: английский

Дополнительная информация и форматы: www.gutenberg.org/ebooks/27378

Благодарности: Книга была создана К. Нордквистом, Брендой Льюис, Стивеном Хоупом, Грегом Бергквистом и командой онлайн-корректуры по адресу http://www.pgdp.net (Этот файл был создан на основе изображений, щедро предоставленных Интернет-архивом/Американскими библиотеками.)

*** Начало электронной книги проекта Gutenberg «История небес» ***

Примечание переписчика

История небес

ПЛАТА I.
ПЛАНЕТА САТУРН,
В 1872 ГОДУ.

ИСТОРИЯ НЕБЕС

СЭР РОБЕРТ СТОУЭЛЛ БОЛЛ, доктор права, доктор наук,
автор книги «Земля звезд»

Член Королевского общества Лондона, почетный член Королевского общества Эдинбурга, член Королевского астрономического общества, научный советник комиссаров по освещению Ирландии, профессор астрономии и геометрии в Кембриджском университете, бывший королевский астроном Ирландии

С двадцатью четырьмя цветными иллюстрациями и множеством других рисунков

Новое, переработанное издание

CASELL & COMPANY, LIMITED
Лондон, Париж, Нью-Йорк и Мельбурн
1900

ВСЕ ПРАВА ЗАЩИЩЕНЫ

ПРЕДИСЛОВИЕ К ОРИГИНАЛЬНОМУ ИЗДАНИЮ.

Я должен выразить благодарность за любезную помощь, которую я получил при подготовке этой книги.

Г-н Насмит разрешил мне использовать некоторые прекрасные рисунки Луны, опубликованные в его известном труде, выпущенном совместно с г-ном Карпентером. Благодаря этому источнику у меня появились иллюстрации VII, VIII, IX, X, а также рисунки 28, 29, 30.

Профессор Пикеринг позволил мне скопировать некоторые рисунки, сделанные в Обсерватории Гарвардского колледжа г-ном Трувело, и я воспользовался его любезностью для иллюстраций I, IV, XII, XV.

Я благодарен профессору Лэнгли за иллюстрацию II, г-ну де ла Рю — за иллюстрации III и XIV, г-ну Т.Э. Ки — за иллюстрацию XVII, профессору Шиапарелли — за иллюстрацию XVIII, покойному профессору К. Пиацци Смиту — за рисунок 100, г-ну Чемберсу — за рисунок 7, взятый из его «Руководства по описательной астрономии», доктору Стоуни — за рисунок 78, а также докторам Копеланду и Дрейеру — за рисунок 72. Я должен отметить ценную помощь, полученную от книги профессора Ньюкомба «Популярная астрономия» и книги профессора Янга «Солнце». При редактировании книги я также получил любезную поддержку священника Максвелла Клоуза.

Я также должен поблагодарить доктора Копеланда и мистера Стила за их любезность, с которой они прочитали весь текст рукописи; кроме того, я время от времени обращался за помощью к мистеру Кэткарту.

РОБЕРТ С. БОЛЛ.

Обсерватория, Дансинк, графство Дублин.
12 мая 1886 года.

Примечание к данному изданию.
В настоящем издании я воспользовался возможностью переработать работу с учетом последних достижений в астрономии. Я благодарен Королевскому астрономическому обществу за разрешение использовать некоторые фотографии из их опубликованных серий, а также господину Генри Ф. Гриффитсу за прекрасные рисунки Юпитера, на основе которых была создана иллюстрация XI.

РОБЕРТ С. БОЛЛ.
Кембридж,
1 мая 1900 года.

СОДЕРЖАНИЕ
страница

Введение 1
глава

Астрономическая обсерватория
I. 9
II. Солнце 29
III. Луна 70
IV. Солнечная система 107
V. Закон всемирного тяготения 122
VI. Планета романтики 150
VII. Меркурий 155
VIII. Венера 167
IX. Земля 192
X. Марс 208
XI. Малые планеты 229
XII. Юпитер 245
XIII. Сатурн 268
XIV. Уран 298
XV. Нептун 315
XVI. Кометы 336
XVII. Падающие звезды 372
XVIII. Звёздное небо 409
XIX. Далёкие солнца 425
XX. Двойные звёзды 434
Расстояния до звёзд
XXI. 441
Звёздные скопления и туманности
XXII. 461
Физическая природа звёзд
XXIII. 477

Прецессия и нутация оси Земли 492
Аберрация света 503
Астрономическое значение тепла 513
Приливы 531
Приложение 558

СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ.
ИЛЛЮСТРАЦИЯ
I. Планета Сатурн. Титульный лист
II. Типичная солнечная пятно. Страница 9
A. Солнце. Страница 44
Пятна и факулы на Солнце
III. Солнце. Страница 37
Солнечные выступы или пламена
IV. Солнце. Страница 57
V. Солнечная корона. Страница 62
Карта поверхности Луны
VI. Луна. Страница 81
B. Часть поверхности Луны. Страница 88
Лунные кратеры
VII. Кратер Тризнеккер. Страница 93
VIII. Обычный лунный кратер. Страница 97
IX. Лунный кратер Платон. Страница 102
X. Лунный кратер Тихо. Страница 106
XI. Планета Юпитер. Страница 254
XII. Комета Коджиа. Страница 340
Комета А., 1892 год. Страница 1
C. Комета Свифта. Страница 358
Спектры Солнца и трех звезд
XIII. Млечный Путь вблизи Мессье II. Страница 47
D. Большое туманность в созвездии Ориона. Страница 462
XIV. Созвездие Орион. Страница 466

Большое туманность в созвездии Андромеды — 468
Туманности в созвездии Плеяд — 472
F. ω Центавра — 474
Туманности, наблюдаемые с помощью телескопа лорда Росса — 476
Комета 1882 года — 357
Карта Марса, составленная Шиапарелли — 221

СПИСОК ИЛЛЮСТРАЦИЙ.
Рисунок. Номер страницы
1. Принцип действия преломляющей телескопа 11
Купол Южного экваториального обсерватории в Дансинке
2. 12
Обсерватория, графство Дублин
Поперечный срез купола обсерватории в Дансинке
3. 13
Обсерватория
Телескоп в обсерватории Йеркса,
4. 15
Чикаго
Принцип действия отражающего телескопа Гершеля
5. 16
Чикаго
Южный фасад обсерватории Йеркса,
6. 17
Чикаго
7. Телескоп лорда Росса 18
8. Меридианная окружность 20
9. Большая Медведица 27
Сравнительные размеры Земли и
10. 30
Солнца
Солнце, сфотографированное 22 сентября
11. 33
1870 года
12. Фотография поверхности Солнца 35
13. Обычная солнечная пятно 36
14. Наблюдения Шайнера солнечных пятен 38
Зоны на поверхности Солнца, в которых появляются
15. 39
пятна
16. Структура Солнца и небольшое пятно 43
17. Призма 45
18. Рассеяние света призмой 46
19. Выступы, видимые во время полной луны 53
20. Вид короны во время полной луны 62

Вид Короны во время затмения 21 января 63
22, 1898
Свет зодиака в 1874 году 69
Сравнительные размеры Земли и Луны 23. 73
Траектория движения Луны вокруг Солнца 24. 76
Фазы Луны 25. 76
Тень Земли и полутень 26. 78
Пояснения к карте Луны (иллюстрация VI) 81
Действующий лунный вулкан: теория Насмита 28. 97
Последующая слабая активность лунного вулкана 29. 97
Формирование ровной поверхности под действием лавы 30. 98
Орбиты четырех внутренних планет 31. 115
Движение Земли 32. 116
Орбиты четырех гигантских планет 33. 117
Кажущийся размер Солнца с разных планет 34. 118
Сравнительные размеры планет 35. 119
Иллюстрация движения Луны 36. 130
Как нарисовать эллипс 37. 137
Изменение скорости движения по эллипсу 38. 140
Равные площади за равные промежутки времени 39. 141
Прохождение планеты по диску Солнца 40. 153
Изменения фаз и кажущегося размера Меркурия 41. 160
Меркурий в виде полумесяца 42. 161
Венера, 29 мая 1889 года 43. 170
Различные аспекты Венеры в телескопе 44. 171
Венера на диске Солнца во время прохождения в 1874 году 45. 177
Траектории движения Венеры по диску Солнца во время прохождений в 1874 и 1882 годах 46. 179

Прохождение Венеры, видимое с двух местоположений
47. 183
Орбиты Земли и Марса 48. 210
Кажущееся движение Марса в 1877 году 49. 212
Относительные размеры Марса и Земли 50. 216
Рисунки Марса 51. 217
Возвышенности и впадины на терминаторе Марса 52–53. 217
Южный полюс Марса 54. 217
Зона малых планет между Марсом и Юпитером 55. 234
Относительные размеры Юпитера и Земли 56. 246
Затмение Юпитера 57–255
Юпитер и его четыре спутника 60–258
Исчезновения спутников Юпитера 61–259
Метод измерения скорости света 63. 264
Сатурн 64. 270
Относительные размеры Сатурна и Земли 65. 273
Метод измерения скорости вращения кольцев Сатурна 66. 288
Метод измерения скорости вращения кольцев Сатурна 67. 289
Прохождение Титана и его тени 68. 295
Параболическая траектория кометы 69. 339
Орбита кометы Энке 70. 346
Хвост кометы, направленный от Солнца 71. 363
Теория Бредихина о хвостах комет 72. 366
Хвосты кометы 1858 года 73. 367
Комета 1744 года 74. 368
Траектория огненного шара 6 ноября 1869 года 75. 375
Орбита стаи метеоров 76. 378

77. Источник падающих звезд 381
78. История леонидов 385
79. Фрагмент метеорита Чако 398
80. Большая Медведица и Полярная звезда 410
81. Большая Медведица и Кассиопея 411
82. Большой квадрат Пегаса 413
83. Персей и соседние звезды 415
84. Тукан 416
85. Орион, Сириус и соседние звезды 417
86. Кастор и Поллукс 418
87. Большая Медведица и Лев 419
88. Боот и «Корона» 420
89. Дева и соседние созвездия 421
90. Созвездие Лиры 422
91. Вега, Лебедь и Орел 423
92. Орбита Сириуса 426
93. Параллаксная эллипса 444
94. 61 Лебедя и звезды для сравнения 447
95. Параллакс склонения 61 Лебедя 450
96. Глобулярное скопление в Геркулесе 463
97. Расположение Большого туманности в Орионе 466
98. Многозвездная система θ Ориона 467
99. Туманность N.G.C. 1499 471
Карта звездного неба, показывающая прецессию 100. 493
Иллюстрация движения прецессии 495

История небес.

«Удивительная история небес» — так называется наша книга. Действительно, у нас есть история, которую стоит рассказать; и если бы мы смогли поведать её должным образом, она проявила бы себя как чрезвычайно интересная и изумительно прекрасная. Она ведёт к размышлениям о великих явлениях природы и великих достижениях человеческого гения.

Давайте перечислим несколько вопросов, которые естественно возникают у того, кто стремится узнать что-то о тех великолепных телах, украшающих наше небо: Что такое Солнце — насколько оно горячее, большое и далеко? Откуда берётся его тепло? Что такое Луна? Каковы её ландшафты? Как движется наш спутник? Какова его связь с Землёй? Являются ли планеты шарами, подобными тому, на котором мы живём? Насколько они велики и насколько далеко? Что мы знаем о спутниках Юпитера и кольцах Сатурна? Как был открыт Уран? Какой интеллектуальный триумф привёл к открытию планеты Нептун? А что касается других тел нашей системы, что можно сказать о тех загадочных объектах — кометах? Можем ли мы выявить законы их, казалось бы, капризных движений? Знаем ли мы что-нибудь о их природе и о удивительных хвостах, которыми они часто украшены? Что можно сказать о падающих звёздах, которые так часто врезаются в нашу атмосферу и погибают, оставляя следы великолепия? В чём суть тех созвездий ярких звёзд, которые известны с древних времён, и тех многочисленных меньших звёзд, которые видны через телескопы? Может ли быть правдой, что эти бесчисленные светила на самом деле являются величественными солнцами, погрузившимися в ужасающую глубину бездонного космоса? Что можно сказать о различных видах звёзд — о цветных звёздах, переменных звёздах, двойных звёздах, многозвёздных системах, звёздах, кажущихся движущимися, и звёздах, кажущихся неподвижными? А что о тех великолепных объектах — о крупных звёздных скоплениях? А что о Млечном Пути? И, наконец, что мы можем узнать о удивительных туманностях, которые видны через телескопы на непостижимом расстоянии? Таковы некоторые из вопросов, которые возникают, когда мы размышляем о тайнах небес.

История астрономии в одном отношении слишком похожа на многие другие истории. Её самая ранняя часть полностью и беснадёжно утеряна. Звёзды уже изучались, и были сделаны некоторые великие астрономические открытия.

Задолго до тех времен, до которых доходят наши самые ранние исторические записи. Например, наблюдение за кажущимся движением Солнца и различие между планетами и звездами относятся к открытиям доисторических эпох. Также нельзя сказать, что эти достижения касались чего-то очевидного. Древняя астрономия может показаться весьма примитивной тем, кто в детстве был знаком с великими истинами природы, но в ранний период развития науки люди, совершившие такие открытия, как те, о которых мы говорили, должны были быть мудрыми философами.

Из всех астрономических явлений первым и самым очевидным является восход и закат Солнца. Можно предположить, что в зарождение человеческого разума эти ежедневные явления стали одной из первых проблем, привлекших внимание тех, чьи мысли выходили за рамки животных тревог повседневной жизни. Солнце садится и исчезает на западе. На следующее утро оно восходит на востоке, перемещается по небу и также исчезает на западе; те же явления повторяются каждый день. Для нас очевидно, что Солнце, появляющееся каждый день, — это то же самое Солнце; но это не казалось бы разумным тому, кто считал, что его чувства показывают ему, что Земля — это плоская равнина неопределённых размеров, а вокруг обитаемых районов со всех сторон на огромные расстояния простираются либо пустыни, либо бескрайние океаны. Как могло то же самое Солнце, погружающееся в океан на огромном расстоянии на западе, снова появиться на следующее утро на столь же большом расстоянии на востоке? Древняя мифология утверждала, что после того, как Солнце погружалось в западный океан на закате (иберы и другие древние народы даже представляли, что могут слышать шипение вод, когда светящийся шар погружается в них), его хватал Вулкан и помещал в золотой кубок. Этот странный корабль с его удивительным грузом плыл по океану по северному маршруту, чтобы снова достичь востока к рассвету следующего утра. Среди древних физиков существовала вера в то, что Солнце каким-то образом переносится ночью через северные регионы, а темнота вызвана высокими горами, которые блокируют солнечные лучи во время путешествия.

Со временем стало казаться более рациональным предположить, что Солнце на самом деле движется под твердой землей в течение ночи. Кроме того, древние астрономы научились распознавать звезды фиксированного положения. Было замечено, что, как и Солнце, многие из этих звезд восходят и заходят в результате суточного движения, в то время как Луна, очевидно, следует аналогичному закону. Таким образом, философы утверждали, что различные небесные тела имеют привычку проходить под твердой землей.

Признание того, что все небесные тела совершают такие движения, стало важным шагом на пути к пониманию строения Вселенной. Стало ясно, что Земля не может быть плоскостью, простирающейся на бесконечное расстояние. Также было очевидно, что глубина Земли под нашими ногами должна быть конечной. Более того, стало ясно, что какой бы ни была форма Земли, она в любом случае является чем-то отделенным от всех других тел и находится в пространстве без видимой опоры. Когда это открытие впервые было объявлено, оно, несомненно, казалось чрезвычайно поразительной истиной. Было очень трудно осознать, что твердая Земля, на которой мы стоим, не опирается ни на что! Что могло удерживать ее от падения? Как она могла сохраняться без осязаемой опоры, подобно легендарному гробу Мухаммеда? Но, как бы трудно ни было принять эту доктрину, ее необходимая истина со временем заставила людей согласиться с ней, и таким образом возникла наука астрономия. Изменения сезонов и чередование времени посева и урожая с древних времен, несомненно, связывались с определенными изменениями положения Солнца. Летом в полдень Солнце восходит высоко в небе, а зимой оно всегда находится низко. Следовательно, наше светило совершает годовое движение вверх и вниз в небе, а также суточное движение — восход и заход. Но существует третий вид изменения положения Солнца, который не так очевиден, хотя его все же можно обнаружить при тщательных наблюдениях в сочетании с философскими размышлениями. Самые ранние наблюдатели звезд, вряд ли могли не заметить, что созвездия, видимые ночью, меняются в зависимости от времени года. Например, яркая фигура Ориона, хорошо видимая зимними ночами, отсутствует в

Летнее небо, а место, которое оно занимало, затем занимают совершенно другие группы звезд. То же самое можно сказать и о других созвездиях. Таким образом, каждый сезон года можно характеризовать по звездным объектам, которые видны ночью. Действительно, в древние времена время начала цикла сельскохозяйственных работ иногда указывалось положением созвездий вечером.

Размышляя над этими фактами, древние астрономы смогли доказать кажущееся годовое движение Солнца. Не могло быть никакого рационального объяснения изменений созвездий с изменением сезонов, кроме как предположить, что местоположение Солнца меняется, позволяя ему совершить полный оборот по небу за год. Это движение Солнца также подтверждается, если посмотреть на запад после заката и наблюдать за звездами. По мере смены сезонов можно заметить, что каждый вечер созвездия, кажется, опускаются все ниже и ниже к западу, пока наконец не становятся невидимыми из-за яркости неба. Исчезновение созвездий объясняется предположением, что Солнце, кажется, постоянно поднимается с запада, чтобы встретиться с звездами. Это движение, конечно, не следует путать с обычным дневным восходом и закатом, в которых участвуют все небесные тела. Следует понимать, что помимо общего движения наше светило имеет медленное независимое движение в противоположном направлении; так что, хотя Солнце и звезда могут заходить одновременно сегодня, поскольку к завтрашнему дню Солнце сместится немного к востоку, звезда должна будет заходить на несколько минут раньше Солнца.[1]

Тщательные наблюдения древних астрономов позволили определить траекторию Солнца по небу, и было обнаружено, что во время своего оборота среди звезд и созвездий наше светило неизменно следует одному и тому же пути. Эта траектория называется эклиптикой, а созвездия, через которые она проходит, образуют пояс вокруг неба, известный как зодиак. В древности он делился на двенадцать равных частей или «знаков», чтобы удобно отмечать этапы великого путешествия Солнца. Продолжительность года, или период времени, необходимый Солнцу для завершения своего оборота по небу, кажется

Впервые это было установлено астрономами, имена которых неизвестны. Мастерство древних восточных геометров проявилось также в том, что им удалось определить положение эклиптики относительно небесного экватора, а также с успехом измерить угол между этими двумя важными кругами на небе.

Основные особенности движения Луны также были замечены с большой проницательностью ещё в древности, задолго до появления истории. Внимательный наблюдатель может понять важную истину: Луна не занимает фиксированной позиции на небе. За одну ночь можно заметить, что Луна перемещается с запада на восток по небу, если отследить её положение относительно близлежащих звезд. Вероятно, открытие движения Луны предшествовало открытию годичного движения Солнца, поскольку оно является прямым следствием простого наблюдения и не требует значительных умственных усилий. Ещё в доисторические времена был определён период обращения Луны, а фазы нашего спутника были правильно объяснены как изменение угла, под которым освещённая Солнцем сторона обращена к Земле.

Но мы далеко не исчерпали список великих открытий, сохранившихся с древних времён. Были даны правильные объяснения поразительному явлению лунного затмения, при котором ярная поверхность Луны временно погружается в темноту, а также ещё более впечатляющему явлению солнечного затмения, при котором само Солнце частично или даже полностью закрывается. Кроме того, проницательные древние астрономы обнаружили пять «блуждающих звёзд» или планет: они отслеживали движения Меркурия, Венеры, Марса, Юпитера и Сатурна. Они с восхищением наблюдали различные конфигурации этих планет; и так же, как Солнце, а в меньшей степени Луна, тесно связаны с повседневной жизнью, так и в воображении этих древних исследователей движения планет считались предвестниками человеческого благополучия или бедствий. В конце концов был обнаружен определённый порядок, который управляет, казалось бы, произвольными движениями планет. Было выяснено…

что они подчинялись определенным законам. Развитие геометрии шло рука об руку с изучением астрономии: и по мере перехода от темных доисторических эпох к историческому периоду мы видим, что теория явлений небес уже обладала определенной степенью целостности.

Птолемей, следуя за Пифагором, Платоном и Аристотелем, признавал, что Земля имеет сферическую форму, и доказывал это теми же аргументами, которые мы используем и в наши дни. Он также понимал, как эта великая сфера находится в одиночестве в пространстве. Он соглашался с тем, что дневное движение небес можно объяснить вращением Земли вокруг своей оси, но, к сожалению, приводил причины для отказа от этой точки зрения. По его мнению, Земля была неподвижным телом; у нее не было ни вращения вокруг оси, ни перемещения в пространстве, она постоянно оставалась неподвижной в том, что он считал центром Вселенной. Согласно теории Птолемея, Солнце и Луна двигались по круговым орбитам вокруг Земли, находящейся в центре. Объяснение движения планет он считал более сложным, поскольку требовалось объяснить тот факт, что планета иногда движется вперед, а иногда — назад. Древние геометры отказывались верить в возможность любого другого движения небесного тела, кроме вращения по кругу: поэтому была разработана конструкция, согласно которой каждая планета должна была вращаться по кругу, центр которого, в свою очередь, описывал еще один круг вокруг Земли.

Хотя сегодня известно, что птолемеевская доктрина основана на весьма преувеличенной оценке значимости Земли в строении небес, все же следует признать, что видимое движение небесных тел можно было таким образом объяснить с довольно высокой точностью. Эта теория описана в великом труде под названием «Альмагест», написанном во втором веке нашей эры, и в течение четырнадцати веков считалась окончательным авторитетом по всем вопросам астрономии.

Такова была система астрономии, которая преобладала в Средние века, и была опровергнута лишь в эпоху, практически совпавшую с открытием Нового Света Колумбом. Истинное расположение

Солнечную систему затем разработал Коперник в своем великом труде, которому посвятил всю свою жизнь. Первый принцип, установленный в результате этих исследований, показывал, что дневное движение небесных тел обусловлено вращением Земли вокруг своей оси. Коперник указал на фундаментальную разницу между истинными и кажущимися движениями; он доказал, что явления ежедневного восхода и захода Солнца и звезд можно объяснить предположением о вращении Земли так же удовлетворительно, как и более сложным предположением Птолемея. Более того, он показал, что по последнему предположению звездам приходится приписывать почти бесконечную скорость, так что идея вращения всей Вселенной вокруг Земли была явно абсурдной. Второй важный принцип, принесший Копернику бессмертную славу, определил истинное положение Земли во Вселенной. Коперник перенес центр, вокруг которого вращаются все планеты, с Земли на Солнце; он установил несколько унизительную истину: наша Земля — это всего лишь планета, следующая по орбите между орбитами Венеры и Марса, и, как и все остальные планеты, подчинена высшему влиянию Солнца.

Эта великая революция избавила астрономию от искаженных представлений о значимости Земли, возникших, возможно, не без оснований, из-за того, что мы случайно находимся на этой конкретной планете. За достижениями Коперника вскоре последовало изобретение телескопа — удивительного инструмента, благодаря которому была создана современная астрономия. Рассмотрению этой важной темы мы посвятим первую главу нашей книги.

ПЛАТО II.
ТИПИЧЕСКАЯ СОЛНЕЧНАЯ ПЛАМЕНЬ.
(ПО ЛЭНГЛИ.)

ГЛАВА I.
АСТРОНОМИЧЕСКАЯ Обсерватория.
Ранние астрономические наблюдения — Обсерватория Тихо Браге — «Ученик глаза» — Видимость тусклых объектов — Телескоп — Объектив — Преимущества больших телескопов — Экваториальные телескопы — Мощность телескопа — Отражающие телескопы — Великий отражатель лорда Росса в Парсонстауне — Как используется мощный телескоп — Точные инструменты — Меридианная сфера — «Паучьи» линии — Тонкость настройки телескопа — Меры предосторожности при проведении наблюдений — Идеальный и практический инструменты — Устранение ошибок — Обсерватория Гринвича — Обычные оптические стекла в качестве астрономических инструментов — Большая Медведица — Подсчет звезд в созвездии — Как стать астрономом.

Самые ранние проявления астрономических обсерваторий так же малоизвестны, как и самые первые открытия в астрономии. Вероятно, первое применение инструментальных наблюдений для изучения небесных тел заключалось в простой процедуре измерения тени столба, брошенного солнцем в полдень. Изменения длины этой тени позволяли древним астрономам изучать кажущееся движение Солнца. Но уже в очень ранние времена использовались специальные астрономические инструменты, обладавшие достаточной точностью для расширения астрономических знаний, что свидетельствует о значительном таланте их создателей.

Профессор Ньюкомб[2] пишет следующее: «Лидером был Тихо Браге, родившийся в 1546 году, через три года после смерти Коперника. Его внимание впервые было привлечено к изучению астрономии из-за солнечного затмения 21 августа 1560 года, которое было полным в некоторых частях Европы. Удивленный тем, что такое явление можно было предсказать, он посвятил себя изучению методов наблюдения и расчетов, с помощью которых делалось это прогнозирование. В 1576 году король Дании основал знаменитую обсерваторию Ураниборг, где Тихо двадцать лет усердно занимался…»

Наблюдения за положением небесных тел с помощью лучших инструментов, которые были доступны в то время. Это было непосредственно перед изобретением телескопа, поэтому астроном не мог воспользоваться этим мощным инструментом. В результате его наблюдения были заменены более точными наблюдениями, сделанными в последующие века, и их известность и значение обусловлены прежде всего тем, что они предоставили Кеплеру возможность открыть его знаменитые законы движения планет.

Направление телескопа в небо, установленное Галилеем, дало огромный импульс изучению небесных тел. Этот выдающийся человек занимает видное место в истории астрономии не только благодаря своей связи с этим великим изобретением, но и за достижения в более абстрактных областях астрономии. Он родился в Пизе в 1564 году, а в 1609 году был создан первый телескоп для астрономических наблюдений. Галилей умер в 1642 году, в том же году, когда родился Ньютон. Именно Галилей прочно заложил основы науки динамики, для которой астрономия является самым ярким примером; и именно он, распространяя учение Коперника, вызвал гнев инквизиции.

Структура человеческого глаза, особенно с точки зрения изысканной адаптации зрачка, служит хорошим примером принципа работы телескопа. Чтобы увидеть объект, необходимо, чтобы свет от него попадал в глаз. Порталом, через который попадает свет, является зрачок. Днем, когда свет яркий, радужная оболочка уменьшает размер зрачка, тем самым предотвращая попадание слишком большого количества света. Ночью или в условиях слабого освещения глазу часто необходимо улавливать как можно больше света. Тогда зрачок расширяется; по мере увеличения размера зрачка в глаз попадает все больше света. Таким образом, освещение изображения на сетчатке эффективно контролируется в соответствии с требованиями зрения.

Звезда посылает к нам свои слабые лучи света, и на основе этих лучей формируется изображение. Однако даже при максимально раскрытом зрачке может случиться так, что изображение окажется недостаточно ярким, чтобы вызвать ощущение зрения. Здесь на помощь приходит телескоп: он собирает все лучи в один пучок.

Изначальные размеры световых лучей были слишком велики, чтобы они могли пройти через зрачок. Линзы сужают эти лучи до такой степени, что они становятся достаточно узкими, чтобы пройти через небольшое отверстие. Благодаря этому яркость изображения на сетчатке усиливается. Оно освещается практически таким же количеством света, какое было бы получено от того же объекта при использовании зрачка размером, равным размеру больших линз телескопа.

В астрономических обсерваториях используются телескопы двух совершенно разных классов. Более распространенными являются рефракторы, в которых процесс сгущения световых лучей осуществляется за счет их преломления. Принцип работы рефрактора показан на рисунке 1. Лучи от звезд падают на объектив, расположенный в конце телескопа; проходя через него, они преломляются и превращаются в сходящийся пучок, все лучи которого сходятся в фокусе. Оттуда лучи направляются к окуляру, который восстанавливает их параллельность. Таким образом, большой цилиндрический пучок света, падавший на объектив, превращается в более мелкий пучок, способный пройти через зрачок. Однако следует отметить, что сложная природа света требует использования объектива более сложной конструкции, чем простая линза, показанная здесь. В рефракторном телескопе необходимо использовать так называемую ахроматическую комбинацию, состоящую из одной линзы из кварца и одной — из корунда, тщательно настроенных друг на друга.

Рис. 1. — Принцип действия преломляющего телескопа.

Рис. 2. — Купол южного экваториала в обсерватории Дансинк близ Дублина.

Рис. 3. — Поперечный разрез купола обсерватории Дансинк.
На соседних рисунках показан вид астрономической обсерватории, предназначенной для размещения телескопа средних размеров. На первом рисунке (рис. 2) изображен купол, построенный в обсерватории Дансинк для экваториального телескопа; объектив этого телескопа был пожертвован Совету Тринити-колледжа в Дублине покойным сэром Джеймсом Саутом. Основная часть здания представляет собой цилиндрическую стену, на верхушке которой расположена полусферическая крыша. В этой крыше имеется щель, которую можно открыть, чтобы телескоп, находящийся внутри, мог видеть небо. Купол может вращаться, что позволяет направлять отверстие на ту часть неба, где находится исследуемый объект. На следующем рисунке (рис. 3) показан поперечный разрез купола; на нем видна механика, с помощью которой оператор приводит купол в движение, а также сам телескоп. Глаз наблюдателя расположен у окуляра; он изображен в момент поворота ручки, которая позволяет медленно перемещать телескоп для точной настройки его на небесное тело, которое необходимо исследовать. Два линзы, вместе взятые…

Объективы этого телескопа имеют диаметр двенадцать дюймов, и качество телескопа в основном зависит от точности изготовления этих линз. Окуляр представляет собой относительно простую конструкцию: он состоит всего лишь из одной или двух небольших линз; можно использовать различные окуляры в зависимости от требуемой степени увеличения. Следует отметить, что для многих астрономических целей высокая степень увеличения не является желательной. Существует также предел, за которым увеличение уже не может быть полезным. Объектив может собирать только определённое количество света от звезды; если степень увеличения слишком велика, это ограниченное количество света будет равномерно рассеиваться по слишком большой площади, в результате чего качество изображения окажется неудовлетворительным. Нестабильность атмосферы также ограничивает возможности увеличения изображения, поскольку каждое увеличение мощности в той же степени усиливает атмосферные помехи.

Телескоп, установленный таким образом, как показано здесь, называется экваториальным. Преимущество этого способа крепления телескопа заключается в том, что его можно легко перемещать для отслеживания звезды во время её видимого движения по небу. Необходимые движения трубы осуществляются с помощью механизма, приводимого в действие грузом; таким образом, как только телескоп правильно нацелен, звезда остаётся в поле зрения наблюдателя, и эффект видимого суточного движения нивелируется. Последним совершенствованием в этой области является использование электрической системы, позволяющей контролировать движение телескопа с помощью стандартных часов обсерватории.

Рис. 4. — Телескоп в обсерватории Йеркса, Чикаго.
(Из журнала Astrophysical Journal, том VI, номер 1.)
Мощность зеркального телескопа — по крайней мере, в той мере, в которой это понятие имеет какое-либо определенное значение — определяется диаметром его объективной линзы. Действительно, между различными цивилизованными странами существовала законная конкуренция за то, у кого будет самый большой зеркальный телескоп. Среди замечательных приборов, успешно созданных, можно назвать тот, который в 1881 году был установлен сэром Говардом Груббом из Дублина в великолепной обсерватории в Вене. Его размеры можно оценить по тому факту, что диаметр объективной линзы составляет два фута три дюйма. Множество изобретательских устройств помогает уменьшить неудобства, связанные с использованием прибора таких огромных размеров. Среди них можно отметить метод, с помощью которого шкали, расположенные на телескопе, становятся видимыми для наблюдателя. Эти шкалы обычно находятся в тех частях прибора, которые удалены от окуляра, за которым сидит наблюдатель. Однако тонкие отметки и цифры можно легко прочитать на расстоянии с помощью небольшого вспомогательного телескопа, который с помощью соответствующих отражателей направляет лучи света от этих шкал к глазу наблюдателя.

Компания Alvan Clark из Кембриджпорта, штат Массачусетс, создала множество зеркальных телескопов высочайшего качества. Один из их самых известных телескопов — это большой телескоп Лик, который в настоящее время используется на горе Гамильтон в Калифорнии. Диаметр его объективной линзы составляет тридцать шесть дюймов, а фокусное расстояние — пятьдесят шесть футов два дюйма. Недавно эта же компания приложила еще больше усилий для создания телескопа с апертурой в сорок дюймов для обсерватории Йеркса при Университете Чикаго. Длина этого телескопа составляет семьдесят пять футов; он установлен под вращающейся куполом диаметром девяносто футов. Чтобы наблюдателю было удобно добираться до окуляра без использования очень больших лестниц, пол комнаты может подниматься и опускаться на высоту до двадцати двух футов с помощью электродвигателей. Это показано на рис. 4, а южный фасад обсерватории Йеркса — на рис. 6.

Рис. 5. — Принцип работы преломляющего телескопа Гершеля.

Рис. 6. — Южный фасад обсерватории Йеркса в Чикаго.
(Из журнала Astrophysical Journal, том VI, номер 1.)

Рис. 7. — Телескоп лорда Росса.

За последние несколько лет в оборудование Королевской обсерватории в Гринвиче были добавлены два отличных телескопа, спроектированных сэром Х. Груббом. Один из них, оснащенный объективом диаметром 28 дюймов, установлен на подставке, изначально созданной сэром Дж. Эйри для более мелкого инструмента. Другой телескоп, пожертвованный сэром Генри Томпсоном, имеет апертуру 26 дюймов и предназначен для фотографических работ.

Размер рефрактора ограничен материалом объективного стекла. Производителям стекла, по-видимому, приходится сталкиваться с серьезными трудностями при попытках изготовить большие диски оптического стекла, достаточно чистые и однородные для использования в телескопах. Эти трудности усугубляются с увеличением размеров дисков, в результате чего стоимость производства растет гораздо быстрее. Стоит отметить, что цена объективного стекла для телескопа в Лике превысила десять тысяч фунтов.

Однако существует альтернативный способ создания телескопа, при котором не возникает той сложности, о которой мы только что говорили. Принцип работы самой простой формы рефлектора показан на рис. 5; это так называемый телескоп Гершеля. Лучи света от наблюдаемой звезды падают на зеркало, имеющее точно определенную форму и высокую степень полировки. После отражения лучи направляются к фокусу, а затем, расходясь оттуда, падают на окуляр, где вновь становятся параллельными, тем самым подготавливаясь к восприятию глазом. Именно на этом принципе (хотя и с дополнительным плоским зеркалом в верхней части трубы, отражающим лучи под прямым углом к боковой стороне трубы, где расположен окуляр) сэр Исаак Ньютон сконструировал небольшой рефлекторный телескоп, который сегодня хранится в Королевском обществе. Знаменитый телескоп ньютоновского типа был построен полвека назад покойным графом Россом в Парсонстауне; он показан на рис. 7. Огромный диаметр этого инструмента до сих пор не превзойден; на самом деле ему не нашлось равных. Зеркало, как его часто называют, представляет собой толстый металлический диск, изготовленный из смеси двух частей меди и одной части олова. Этот сплав настолько тверд и хрупок, что затрудняет выполнение необходимых механических операций. Тем не менее материал позволяет добиться высокой степени полировки и сохранять точную форму. Зеркало Росса — диаметром шесть футов и весом три тонны — расположено в нижней части телескопа длиной пятьдесят пять футов. Труба подвешена между двумя массивными стенами с башенками, которые являются впечатляющим элементом ландшафта замка Бирр. Этот инструмент не может быть направлен в любую часть неба, как экваториальные телескопы, которые мы рассматривали ранее. Большая труба может лишь подниматься вверх вдоль меридиана и совершать небольшие боковые перемещения на восток и запад от меридиана. Однако любую звезду или туманность, видимую на широте Парсонстауна (за исключением тех, что находятся очень близко к полюсу), можно наблюдать в этом большом телескопе, если искать их в подходящее время. Прежде чем объект достигнет меридиана, телескоп необходимо отрегулировать на правильном угле наклона. Необходимая мощность передается с помощью цепи от блока с приводом в северной части стен к точке рядом с верхним концом трубы.

труба. Благодаря этому устройству телескоп можно поднимать или опускать, а изощрённая система противовесов обеспечивает одинаково лёгкое движение на любой высоте. Затем наблюдатель занимает позицию в одной из галерей, ведущих к окуляру; и когда наступает подходящий момент, звезда попадает в поле зрения. Мощный механизм приводит в действие большой инструмент, компенсируя суточное движение, так что наблюдатель может сохранять объект в поле зрения до тех пор, пока не сделает необходимые измерения или не закончит рисование.

В последние годы отражающие телескопы обычно изготавливаются с стеклянными зеркалами, покрытыми тонким слоем серебра, который способен отражать гораздо больше света, чем поверхность металлического зеркала. Среди крупных отражателей этого типа можно упомянуть два телескопа с апертурой соответственно три и пять футов, с помощью которых доктор Коммон провёл ценные исследования.

Однако не следует считать, что для обычных работ в обсерватории наиболее подходящим является гигантский инструмент. Мощный отражатель…

Телескоп, или рефрактор, наиболее полезен при исследовании чрезвычайно тусклых объектов. Для работы, требующей точных измерений объектов, которые не слишком трудно разглядеть, более подходят телескопы меньших размеров. Основные сведения о небесных телах были получены в основном благодаря наблюдениям с использованием приборов со средней оптической мощностью, специально сконструированных для возможности точных измерений положения. Действительно, на ранних этапах астрономии важные данные о положении небесных тел получались с помощью устройств, позволявших определять направление объекта без использования телескопа.

Возможно, самые ценные измерения, проводимые в современных обсерваториях, делаются с помощью точного прибора, известного как меридианная сфера. В любом подробном описании строения небес невозможно обойтись без упоминания этого неотъемлемого инструмента астрономических исследований; поэтому мы кратко расскажем о одной из его простейших форм, выбрав для этой цели крупный прибор из Парижской обсерватории, представленный на рисунке 8.

Телескоп в своей середине закреплен на оси, перпендикулярной его длине. Шарниры, расположенные на каждом конце этой оси, вращаются на фиксированных опорах, так что движения телескопа полностью ограничиваются плоскостью меридиана. Внутри окуляра телескопа натянуты чрезвычайно тонкие вертикальные волокна. Наблюдатель следит за тем, как Луна, звезда или планета входят в поле зрения, и записывает с помощью часов точное время, до доли секунды, когда объект проходит над каждой из линий. Серебряная полоса на сфере, прикрепленной к оси, разделена на градусы и их доли; по мере движения этой сферы вместе с телескопом указывается высота, на которую направлен прибор. Для чтения тонко выгравированных отметок и цифр на серебре необходимы микроскопы. Они показаны на рисунке: каждый из них закреплен в отверстии в стене, поддерживающей один конец прибора. С противоположной стороны находится лампа; свет от нее проходит через перфорированную ось шарнира и затем с помощью зеркал умело отклоняется, обеспечивая необходимое освещение линий в фокусе.

Волокна, которые наблюдатель видит, протянутые по полю зрения телескопа, требуют небольших пояснений. Для этой цели необходим материал, который был бы очень тонким и довольно прочным, а также относительно эластичным и не имел значительного веса. Эти условия невозможно полностью выполнить с помощью любого металлического провода, но они в совершенстве выполняются красивыми нитями, которые сплетает паук. Эти тонкие волокна с большим мастерством протягиваются по полю зрения телескопа и закрепляются на своих местах. Благодаря таким изящно сконструированным приборам мы можем понять степень точности, достигаемую в современных наблюдениях. Телескоп направляется на звезду, и её изображение представляет собой крошечную точку света. Когда эта точка совпадает с пересечением двух центральных линий, телескоп правильно нацелен. Мы используем слово «нацелен» намеренно, потому что хотим провести сравнение между настройкой винтовки на цель и настройкой телескопа на звезду. Представьте, что вместо обычной большой мишени цель состоит лишь из циферблата часов, который, конечно же, стрелок не сможет увидеть на обычном расстоянии стрельбы. Но с помощью телескопа, входящего в состав меридианного круга, циферблат часов будет виден даже на расстоянии мили. Меридианный круг действительно обладает такой точностью как инструмент для нацеливания, что его можно направить отдельно на каждую из двух звезд, угол между которыми при взгляде с глаза не превышает угла между соседними парами шестидесятиминутных делений на циферблате часов, находящихся в миле от наблюдателя.

Эта способность точно направлять прибор была бы мало полезна, если бы не существовало способов, позволяющих после правильной настройки телескопа определять и фиксировать положение звезды. Один из элементов для определения положения обеспечивается астрономическими часами, которые указывают момент, когда объект проходит через центральную вертикальную линию; другой элемент задается шкалой, показывающей угловое расстояние звезды от зенита, то есть точки прямо над головой.

Великолепные инструменты для измерения положения небесных тел украшают наши великие обсерватории и еженощно используются для проведения измерений, на которых основаны важнейшие законы астрономии. Эти инструменты были созданы с высоким мастерством; однако долг старательного астронома — сомневаться в точности своего инструмента самыми различными способами. Великая труба может быть настолько жесткой конструкцией, насколько это только возможно для механиков; деления на круге могут быть сделаны с помощью самых совершенных устройств для деления; но добросовестный астроном не будет довольствоваться лишь механической точностью. Тот круг меридиана, который для неподготовленного человека кажется чудесным произведением искусства, обладающим почти безграничной точностью, в глазах астронома, использующего его, выглядит совершенно иначе. Никто не может лучше него оценить мастерство создателя этого круга меридиана, а также красивые устройства для освещения и считывания данных, которые придают инструменту совершенство; но пока астроном признает красоту реального инструмента, который он использует, перед его мысленным взором всегда стоит идеальный инструмент абсолютного совершенства, к которому реальный круг меридиана является лишь приближением.

По сравнению с идеальным инструментом даже самый совершенный круг меридиана представляет собой лишь совокупность недостатков. Идеальная труба совершенно жесткая, реальная труба — гибкая; идеальные деления на круге совершенно равномерны, реальные деления — нет. Идеальный инструмент — это геометрическое воплощение совершенных кругов, совершенных прямых линий и совершенных прямых углов; реальный инструмент может показывать лишь приблизительные круги, приблизительные прямые линии и приблизительные прямые углы. Возможно, лучшей частью работы паука является его паутина: растянутая паутина дает нам наиболее близкое к совершенной прямой линии механическое решение; но мы портим работу паука, не способны располагать его прекрасные нити с абсолютной равномерностью, а наши попытки выровнять две из них под прямым углом в поле зрения не приводят к получению угла ровно в девяносто градусов.

Трудности, с которыми сталкивается наблюдатель за положением небесных тел, обусловлены не только его инструментом. Ему приходится бороться и со своими собственными недостатками; у него есть…

Часто это делается для учета личных особенностей неожиданного характера; проблемы, которые может создавать атмосфера, хорошо известны; к тому же показания прибора предупреждают о том, что нельзя полагаться даже на саму твердую землю. Мы узнаем, что землетрясения, в результате которых иногда нарушается стабильность земной поверхности, являются лишь более заметными проявлениями постоянных мелких движений в земле, которые каждую ночь нарушают точную настройку прибора.

Как только было признано существование этих ошибок, был сделан первый важный шаг. Благодаря сотрудничеству астронома и математика можно измерить расхождения между фактическим меридианальным кругом и идеально совершенным прибором. После этого мы можем оценить влияние этих несовершенств на результаты наблюдений, и в конечном итоге нам удается избавить их от наиболее значительных ошибок. Таким образом мы получаем результаты, которые, конечно, не являются математически точными, но тем не менее представляют собой близкие к истинным значения, которые мог бы получить идеальный наблюдатель, использующий прибор с геометрической точностью, находящийся на абсолютно неподвижной земле и наблюдающий за небом без воздействия атмосферы.

Помимо уже упомянутых приборов, у астрономов есть и другие средства для отслеживания движения небесных тел. За последние пятнадцать лет фотография начала играть важную роль в практической астрономии. Это прекрасное искусство позволяет создавать более точные изображения многих объектов на небе, чем мог бы сделать даже самый искусный рисовальщик с помощью карандаша. Фотография также используется для составления карт любого участка неба, который необходимо изучить. Если время от времени делать повторные снимки одного и того же участка, их сравнение позволяет определить, двигалась ли какая-либо звезда за это время. Величину и направление этого движения можно определить с помощью точного измерительного устройства, под которым размещается фотопластинка.

Если для съемки небесных фотографий предполагается использовать телескоп с преломлением света, то линзы такого телескопа должны быть специально разработаны для этой цели. Лучи света, которые формируют изображение на подготовленной пластинке, не совсем идентичны тем лучам, которые отвечают за формирование изображения на сетчатке человеческого глаза. Однако зеркало отражает все лучи — как химически активные, так и чисто оптические — в одну и ту же фокусную точку. Поэтому то же самое отражающее устройство может использоваться как для наблюдения за небом, так и для съемки на фотопластинку, заменяющую глаз наблюдателя.

Для получения впечатляющих фотографий более обширных участков неба, чем это возможно с помощью длинного телескопа, эффективно используется простая портретная камера; однако для точных измерений фотографии, сделанные с помощью телескопа, несравнимо лучше.

Нет нужды говорить, что фотографическое оборудование, каким бы оно ни было, должно управляться тщательно настроенным механизмом, чтобы компенсировать кажущееся ежедневное движение звезд, вызванное вращением Земли. В противном случае изображение будет испорчено, так же как портрет становится неудачным, если модель не остается неподвижной во время экспозиции.

Среди обсерваторий Великобритании Королевская обсерватория в Гринвиче, конечно, является самой известной. Она выделяется среди всех подобных учреждений в мире благодаря непрерывной работе на протяжении нескольких поколений. Гринвичская обсерватория была основана в 1675 году для развития астрономии и навигации, и с самого начала её наблюдения проводились с целью максимально точного определения положений основных звезд, Солнца, Луны и планет. Однако в последние годы в работе обсерватории произошли значительные изменения, и там теперь усердно изучаются самые современные направления этой науки.

Самым крупным экваториальным телескопом в Гринвиче является рефрактор с диаметром апертуры 28 дюймов и длиной 28 футов, построенный сэром Говардом Граббом. Недавно в наш институт также был добавлен выдающийся композитный телескоп из той же знаменитой мастерской. Он состоит из большого рефрактора, специально сконструированного для фотографии, с диаметром апертуры 26 дюймов (подарок сэра Генри Томпсона), и рефлектора диаметром 30 дюймов, созданного благодаря мастерству доктора Комона. Ежегодно публикуемые обширные отчеты свидетельствуют о том, с каким усердием Королевский астроном и его многочисленная команда помощников-астрономов используют имеющиеся у них прекрасные инструменты.

Южную часть неба, большая часть которой невидна в этой стране, наблюдают из различных обсерваторий Южного полушария. Среди них наиболее известна Королевская обсерватория на Мысе Доброй Надежды, оснащенная первоклассными инструментами. Следует упомянуть большой фотографический телескоп, подаренный господином Маклином. Астрономия значительно обогатилась благодаря многочисленным исследованиям, проведенным доктором Гиллом, директором обсерватории на Мысе.

Рис. 9. — Большая Медведица.

Однако нет необходимости использовать такие сложные инструменты, чтобы получить представление о той помощи, которую может оказать телескоп. Самый подходящий инструмент для начала астрономических исследований находится в полном доступе — это хорошо известные бинокли, которые используют капитаны на кораблях; если их нет, то обычные оперные увеличительные стекла также справятся с задачей практически так же хорошо. Безусловно, они не так мощны, как телескоп, но имеют некоторые преимущества. Оперное увеличительное стекло позволяет одновременно осмотреть большую область неба, тогда как телескоп, как правило, обеспечивает гораздо меньший угол обзора.

Предположим, что у наблюдателя есть оперное увеличительное стекло, и он собирается начать свои астрономические исследования. Первым шагом является знакомство с заметной группой из семи звезд, показанной на рисунке 9. Эту группу часто называют Плугом или Колесницей Карла, но астрономы предпочитают рассматривать её как часть созвездия Большой Медведицы (Ursa Major). В этом созвездии много интересных объектов, и начинающему следует как можно скорее научиться распознавать семь звезд, из которых оно состоит. Из них две, обозначенные как α и β, расположенные в голове Медведицы, обычно называются «указателями». Они особенно полезны, поскольку помогают направить взгляд на самую важную звезду на всем небе — так называемую «полярную звезду».

Сосредоточьте внимание на той области Большой Медведицы, которая формирует своего рода прямоугольник, углами которого являются звезды α, β, γ, δ. В следующую ясную ночь попробуйте подсчитать, сколько звезд видно внутри этого прямоугольника. В очень ясную ночь без луны можно увидеть, возможно, дюжину звезд, или даже больше, в зависимости от остроты зрения. Но когда оперное увеличительное стекло направляют на ту же часть созвездия, открывается поразительное зрелище: теперь можно с легкостью увидеть сотню звезд.

Однако оперное увеличительное стекло не покажет почти всех звезд в этой области. Любой хороший телескоп позволит увидеть сотни звезд, слишком тусклых для более слабого инструмента. Чем больше телескоп, тем больше звезд: таким образом…

При наблюдении с помощью одного из гигантских телескопов количество звезд приходится подсчитывать тысячами.

Мы выбрали Большую Медведицу, потому что она известна шире любой другой созвездия. Однако Большая Медведица не отличается особой обилием звезд. Определить точное количество звезд — задача, которую ещё никто не решил; однако существуют различные оценки. Наши мощные телескопы, вероятно, позволяют увидеть как минимум 50 000 000 звезд.

Ученик, использующий хороший рефракционный телескоп с объективом диаметром не менее трех дюймов, найдёт себе занятие на многие прекрасные вечера. Его интерес к работе значительно возрастёт, если у него будет удобное руководство по небесам — книга Уэбба «Небесные объекты для обычных телескопов».

ГЛАВА II.
СОЛНЦЕ.
Огромные размеры Солнца — оно горячее плавящегося платины — является ли Солнце источником тепла для Земли? — Расстояние до Солнца составляет 92 900 000 миль — как осознать величину этого расстояния — День и ночь — Светящиеся и несветящиеся тела — Различия между Солнцем и звездами — Солнце — звезда — Зернистый вид Солнца — Пятна на Солнце — Изменения формы пятен — Лучи — Вращение Солнца вокруг своей оси — Вид типичного солнечного пятна — Периодичность появления солнечных пятен — Связь между солнечными пятнами и земным магнетизмом — Принципы спектрального анализа — Вещества, присутствующие в Солнце — Спектр пятна — Выступы, окружающие Солнце — Полное затмение Солнца — Размеры и движение выступов — Их связь с пятнами — Спектроскопическое измерение движения на Солнце — Корона, окружающая Солнце — Структура Солнца.

Начиная рассмотрение небесных тел, окружающих нас, мы естественно начинаем с нашего непревзойденного Солнца. Его великолепный блеск придает ему превосходство над всеми другими небесными телами.

Размеры нашего светила соответствуют его значимости. Астрономам удалось выполнить сложную задачу определения точных цифр, но они настолько огромны, что их трудно осмыслить. Диаметр этого «шара дня», то есть длина оси, проходящей через центр с одной стороны на другую, составляет 866 000 миль. Однако такое краткое описание размеров этого огромного шара не позволяет полностью передать представление о его величии. Если бы железная дорога была проложена вокруг Солнца, и мы бы отправились в путь на скоростном поезде со скоростью шестьдесят миль в час, нам потребовалось бы путешествовать пять лет без перерыва, и днем, и ночью, чтобы преодолеть это расстояние.

При сравнении Солнца с Землей объем нашего светила кажется еще более поразительным. Если бы его шар был разделен на миллион частей, каждая из этих частей значительно превзошла бы по размеру нашу Землю. На рисунке 10 показан большой круг и очень маленький круг, обозначенные как S и E.

соответственно. Эти круги показывают относительный размер двух тел. Однако масса Солнца не превышает массу Земли в такой же пропорции. Если бы Солнце поместили в одну чашу огромных весов, а 300 000 тел весом с нашу Землю — в другую, то светило перевесило бы весы.

Температура Солнца значительно превышает любую температуру, которую мы можем искусственно создать, будь то в химических лабораториях или на металлургических предприятиях. Мы можем пропустить гальванический ток через стержень из платины. Сначала стержень нагревается до красного каления, рис. 10 — Относительный размер Земли и Солнца, затем до белого каления; после этого он начинает светиться с почти ослепительной яркостью, пока не расплавится и не сломается. Температуру плавления платинового стержня едва ли удастся превзойти даже в самых совершенных печах, но она все равно не достигает температуры Солнца.

Однако следует признать наличие кажущегося противоречия между фактами повседневного опыта и утверждением о том, что Солнце обладает чрезвычайно высокой температурой, которую мы только что пытались проиллюстрировать. «Если бы Солнце было горячим, — говорят, — то чем ближе мы к нему подходим, тем жарче нам должно быть; однако это, по-видимому, не так».

На вершине высокой горы мы находимся ближе к Солнцу, и тем не менее все знают, что там гораздо холоднее, чем в долине внизу. Если гора такая же высокая, как Монблан, то мы, безусловно, находимся на две-три мили ближе к светящемуся шару, чем на уровне моря; однако вместо дополнительного тепла мы сталкиваемся с вечным снегом. Простая иллюстрация может помочь снизить эту сложность. В теплице в солнечный день температура гораздо выше, чем снаружи. Стекло позволяет горячим солнечным лучам проникать внутрь, но не позволяет им так же легко выходить наружу, в результате чего температура повышается. С этой точки зрения Землю можно сравнить с теплицей, только вместо стеклянных панелей наш шар окружен огромным слоем воздуха. На поверхности Земли мы, так сказать, находимся внутри теплицы и получаем пользу от наличия атмосферы; но когда мы поднимаемся на очень высокие горы, мы постепенно проходим сквозь этот защитный слой, и тогда страдаем от холода. Если бы Земля была лишена своего слоя воздуха, кажется несомненным, что вечный мороз царил бы на всих континентах, а также на вершинах гор.

Фактическое расстояние от Солнца до Земли составляет около 92 900 000 миль; но простое перечисление этих цифр не даёт ясного представления о их истинном размере. Чтобы досчитать до миллиона, потребовалось бы считать как можно быстрее в течение трёх дней и трёх ночей; однако это пришлось бы повторять почти девяносто три раза, чтобы подсчитать все мили между Землёй и Солнцем.

Каждую ясную ночь мы видим огромное множество звёзд, рассеянных по небу. Некоторые из них яркие, некоторые — тусклые, некоторые сгруппированы в примечательные формы. Что касается этого множества ярких точек, то теперь нам следует задать важный вопрос: являются ли они телами, светящимися собственным светом, как Солнце, или же они светятся только заимствованным светом, как Луна? Ответ на этот вопрос прост. Большинство этих тел светятся собственным светом, и их правильно называют звёздами.

Предположим, что Солнце и все те звёзды, которые мы называем звёздами, являются самосветящимися яркими телами. В чём же тогда заключается большая разница?

Между Солнцем и звездами? Разумеется, существует огромная и очевидная разница между непревзойденным сиянием Солнца и слабым мерцанием звезд. Однако это различие не обязательно указывает на то, что наше светило обладает врожденной красотой, превосходящей красоту звезд. Дело в том, что мы находимся относительно близко к Солнцу, чтобы пользоваться его теплом и светом, в то время как от даже ближайших звезд нас отделяет огромная бездна. Если бы Солнце постепенно удалялось от Земли, его свет становился бы все слабее, и когда бы оно достигло такого расстояния в космосе, какое есть между нами и звездами, его великолепие полностью исчезло бы. Солнце больше не казалось бы той величественной сферой, к которой мы привыкли. Оно больше не было бы источником приятного тепла или светилом, рассеивающим тьму ночи. Наше великое Солнце сократилось бы до размеров обычной звезды, не такой яркой, как многие из тех, что мы видим каждую ночь.

Действительно важным является вывод, к которому мы теперь приходим. Эта множественность звезд, усыпляющих наше небо каждую ночь, обретает огромное значение. Каждая из этих звезд сама по себе является великим Солнцем, которое на самом деле может соперничать, а во многих случаях и превосходить по сиянию наше собственное светило. Таким образом мы получаем величественное представление о огромных размерах космоса, а также о величии и сиянии множества сфер, заполняющих этот космос.

Есть еще один аспект этой картины, который также имеет свою пользу. Отныне мы должны помнить, что наше Солнце — всего лишь звезда, и не особо важная звезда. Если бы Солнце, Земля и все, что на ней находится, исчезли, во Вселенной это привело бы лишь к тому, что одна маленькая звезда перестала бы мерцать. Рассматриваемое просто как звезда, Солнце должно занять незначительное место в великолепной структуре Вселенной. Но мы не должны рассматривать Солнце только как звезду. Благодаря его относительной близости к нам оно обретает значение, несоизмеримо превосходящее значение всех остальных звезд. Мы представляли себе, что находимся далеко от Солнца, чтобы правильно оценить его место во Вселенной; давайте же теперь приблизимся к нему и уделим ему ту внимание, которую заслуживает его высочайшее значение для нас.

Невооруженным глазом Солнце кажется плоским кругом. Однако, если рассматривать его через телескоп, обязательно используя при этом стекло темного цвета или принимая другие меры предосторожности для защиты глаз, становится ясно, что Солнце — это не плоская поверхность, а настоящий светящийся шар (рис. 11. Солнце, сфотографированное 22 сентября 1870 года).

Первый вопрос, на который мы должны попытаться ответить, заключается в том, является ли светящаяся материя, из которой состоит Солнце, твердым телом, или, если не твердым, то что же это: жидкость или газ? На первый взгляд может показаться, что Солнце не может быть жидкостью, и мы можем предположить, что это твердый шар какого-то крайне горячего вещества. Но это мнение неверно; мы можем доказать, что Солнце определенно не является твердым телом, по крайней мере, что касается его поверхностных слоев.

Общий вид Солнца, полученный с помощью телескопа умеренных размеров, показан на рис. 11; этот рисунок взят с фотографии.

Эти снимки были сделаны господином Резерфордом в Нью-Йорке 22 сентября 1870 года. Сразу же становится ясно, что поверхность Солнца совсем не имеет однородной текстуры или яркости; её скорее можно описать как гранулированную или пятнистую. Такой вид обусловлен светящимися облаками, которые находятся в слое газа, менее светоизлучающем. Нет нужды говорить, что эти солнечные облака сильно отличаются от облаков, хорошо известных нам в нашей собственной атмосфере. Земные облака, конечно, образуются из крошечных капель воды, тогда как облака на поверхности Солнца состоят из капель одного или нескольких химических элементов при чрезвычайно высокой температуре.

Гранулированный вид солнечной поверхности прекрасно виден на впечатляющих фотографиях большого масштаба, которые господин Янссен из Мёдона сумел получить за последние двадцать лет. Мы можем показать одну из них на рисунке 12. Можно заметить, что промежутки между светящимися точками имеют сероватый оттенок; общий эффект (как отмечал профессор Янг) очень похож на эффект грубой бумаги для рисования, видимой с небольшого расстояния. Часто можно заметить на поверхности такой пластины участки, где четкость изображения кажется недостаточной. Однако это не дефекты, которые можно было бы предположить с первого взгляда. Они не возникают ни из случайных недостатков фотопластины, ни из ошибок в процессе проявления; они явно имеют свое происхождение в самом Солнце, и объяснить эту причину будет несложно. Как мы еще упомянем позже, скорости движения светящихся газов на Солнце должны быть чрезвычайно велики. Даже за стоимость секунды (что соответствует примерному времени экспозиции этой пластины) движения солнечных облаков достаточны для того, чтобы вызвать наблюдаемую нечеткость.

Рис. 12. — Фотография поверхности Солнца.
(Автор: Янссен.)

На поверхности Солнца неравномерно расположены маленькие темные объекты, называемые солнечными пятнами; их обычно можно увидеть. Эти пятна сильно различаются как по размеру, так и по количеству. Впервые солнечные пятна были замечены в начале XVII века, вскоре после изобретения телескопа. Их общий вид показан на рис. 13: темное центральное ядро резко контрастирует с более светлой окраиной или полутенью. На рис. 16 показано маленькое пятно, возникающее из одного из пор или промежутков между гранулами.

Первые наблюдатели этих пятен отметили, что они, по-видимому, движутся по поверхности Солнца в одном направлении. На рис. 14 приведена копия замечательной рисунка отца Шайнера, показывающего движение двух пятен, наблюдаемых им в марте 1627 года. На рисунке указаны последовательные положения пятен в течение нескольких дней с 2 по 16 марта. На рис. 13 показано обычное солнечное пятно; отметки, просто обозначенные контуром, соответствуют его положению 11 и 13 числа; в эти дни погода была облачной, поэтому никаких наблюдений провести не удалось. Всегда можно заметить, что эти объекты движутся в одном направлении — а именно от восточной к западной окраине Солнца[3]. Они проходят путь по поверхности Солнца за двенадцать–тринадцать дней, после чего остаются невидимыми примерно на такой же период времени, пока снова не появляются на восточной окраине. Эти первые наблюдатели быстро поняли истинное значение своего открытия. Из этих простых наблюдений они сделали вывод о том, что Солнце, как и Земля, вращается вокруг своей оси, причем в одном и том же направлении. Однако существует важное различие между этими вращениями: если Земле требуется всего двадцать четыре часа, чтобы совершить один оборот, то Солнцу нужно около двадцати шести дней, чтобы завершить один из своих гораздо более медленных оборотов.

ПЛАТО СТР. III.
ПЛАМЕНИ И ПЛАМЕНЕТЫ НА СОЛНЦЕ.
(По фотографии г-на Уоррена де ла Рю от 20 сентября 1861 года.)
Если мы рассматриваем солнечные пятна в благоприятных атмосферных условиях с помощью телескопа с довольно большим диаметром объектива, мы можем увидеть множество интересных деталей, содержащих важную информацию о структуре Солнца. Оказывается, что пенумбра пятна состоит из нитей, направленных к центру пятна; эти нити обычно светлее в своих внутренних концах, там, где они примыкают к ядру. В правильно сформированном пятне контур пенумбры имеет примерно такую же форму, как и контур ядра, но астрономов часто глубоко интересуют огромные пятна крайне неправильной формы. В таких случаях светлая поверхность Солнца (фотосфера, как её называют) часто захватывает часть ядра, образуя полуостров, выступающий в его темную внутреннюю часть или даже соединяющий её. Это хорошо видно на прекрасной иллюстрации профессора Лэнгли (плато стр. II), изображающей очень неправильно сформированное пятно, которое он наблюдал 23–24 декабря 1873 года.

Характеристики пятен на Солнце постоянно меняются; изменения могут наблюдаться даже ежедневно, а иногда — ежечасно. Аналогичное можно сказать и о ярких полосах или пятнах, которые часто встречаются, особенно в окрестностях пятен. Эти яркие участки называются факулами (маленькими «факелами»). Их лучше всего видно возле края Солнца, где свет с его поверхности не такой яркий, как ближе к центру диска. Снижение яркости на краю обусловлено большей толщиной поглощающей атмосферы вокруг Солнца, через которую должен проходить свет, излучаемый из областей, расположенных ближе к краю, прежде чем он достигнет нас.

Ни один из участков на солнечном диске не представляет собой постоянной структуры Солнца. Некоторые из этих образований, безусловно, могут существовать несколько недель. Действительно, иногда бывало так, что одно и то же пятно оставалось на Солнце в течение многих месяцев; но после существования продолжительностью больше или меньше определенного времени они могли исчезнуть с одной стороны Солнца, в то время как в других местах часто появлялись новые участки подобного рода. Вывод из всех этих фактов неопровержим: видимая поверхность Солнца не является твердым телом, даже жидким телом; Солнце, насколько мы можем его видеть, состоит из вещества в газообразном или парообразном состоянии.

Часто бывает так, что крупное пятно делится на две или более отдельных части, и иногда их можно было наблюдать, улетающими друг от друга со скоростью, в некоторых случаях не меньшей тысячи миль в час. «Иногда, хотя и очень редко» (я цитирую здесь профессора Янга[4], которому я часто обязан своими знаниями), «в связи с этими образованиями возникает другое, крайне удивительное и поразительное явление: внезапно появляются участки чрезвычайной яркости, которые остаются видимыми в течение нескольких минут, двигаясь за это время со скоростью до ста миль в секунду».

«Один из таких случаев стал классическим примером. Он произошел утром (по времени Гринвича) 1 сентября 1859 года и был независимо зафиксирован двумя известными и надежными наблюдателями — мистером Каррингтоном и мистером Ходжсоном — чьи отчеты об этом событии можно найти в журнале Monthly…»

Уведомления Королевского астрономического общества за ноябрь 1859 года.
В то время мистер Каррингтон проводил свои обычные ежедневные наблюдения за положением, конфигурацией и размерами солнечных пятен с помощью изображения солнечного диска на экране — это была рисунок 14. Это были наблюдения Шайнера за солнечными пятнами.
Он занимался этой восьмилетней серией наблюдений, которые легли в основу большей части современной науки о Солнце. Мистер Ходжсон, находясь в нескольких милях оттуда, одновременно изучал детали структуры солнечных пятен с помощью специальных инструментов. Они одновременно увидели два светящихся объекта, по форме напоминающих две новолуния; длина каждого из этих объектов составляла примерно восемь тысяч миль, а ширина — две тысячи миль. Рисунок 15. Зоны на поверхности Солнца.

Там появляются пятна. Расстояние между ними составляет примерно двенадцать тысяч миль. Они внезапно появляются на краю большого солнечного пятна с ослепительной яркостью — как минимум в пять–шесть раз превышающей яркость соседних участков фотосферы. Затем они двигаются на восток вдоль края пятна по параллельным линиям, становясь все меньше и тусклее, пока примерно через пять минут не исчезают, пройдя путь примерно в тридцать шесть тысяч миль.

Солнечные пятна не возникают равномерно по всей поверхности Солнца. Они в основном встречаются в двух зонах (рис. 15) по обе стороны от солнечного экватора, между широтами 10° и 30°. На экваторе пятна встречаются редко, за исключением, что интересно, периодов, когда в других местах их тоже мало. В высоких широтах их вообще не наблюдается. С этими особенностями их распределения тесно связан тот факт, что пятна в разных широтах указывают на разные значения периода вращения Солнца. Наблюдая пятно близко к солнечному экватору, Каррингтон обнаружил, что оно совершает один оборот за двадцать пять дней и два часа. При широте 20° период составляет примерно двадцать пять дней и восемнадцать часов; при широте 30° — не менее двадцати шести дней и двенадцати часов, в то время как относительно немногочисленные пятна, наблюдаемые при широте 45°, для завершения одного оборота нуждаются в двадцати семи с половиной днях.

Поскольку Солнце, по крайней мере в его внешних слоях, представляет собой газовую массу, а не твердое тело, не было бы ничего удивительного в предположении, что пятна иногда обладают собственным движением, подобным движению кораблей в океане. Однако, судя по имеющимся данным, различные зоны Солнца, соответствующие тем, что мы называем тропическими и умеренными зонами на Земле, продолжают вращаться с скоростями, которые постепенно уменьшаются от экватора к полюсам. Вероятно, внутренние части Солнца не вращаются так, как если бы всё Солнце было единым жестко связанным целым. Масса Солнца, или, по крайней мере, его большая часть, совершенно не похожа на твердое тело; поэтому его различные части в определенной степени свободны для независимого движения. Хотя мы не можем наблюдать, как вращаются внутренние части Солнца, законы динамики позволяют нам это понять.

Можно предположить, что внутренние слои Солнца вращаются быстрее, чем внешние слои, и поэтому некоторые особенности движения пятен можно объяснить. Однако в настоящее время приходится признать, что существуют значительные трудности в объяснении распределения пятен и закона вращения Солнца.

В 1826 году немецкий астроном Швабе начал вести регулярный учет количества пятен, видимых на Солнце. После семнадцати лет наблюдений он смог заявить, что количество пятен, по-видимому, колеблется из года в год, причем их изменения происходят примерно за десять лет. Последующие наблюдения подтвердили это открытие; кроме того, были тщательно изучены старые книги и рукописи в поисках информации более раннего периода. Таким образом была составлена более-менее полная запись состояния Солнца с точки зрения наличия пятен со времен начала XVII века. Это позволило астрономам с большей точностью определять периоды повторяющихся максимумов.

Ход одного из циклов солнечных пятен можно описать следующим образом: в течение двух–трех лет пятна бывают как крупнее, так и более многочисленными, чем в среднем; затем они начинают уменьшаться, и примерно через шесть–семь лет после максимума их количество снижается до минимума; после этого количество пятен снова начинает расти, и примерно через четыре с половиной года снова достигается максимум. Продолжительность цикла в среднем составляет около одиннадцати лет и пяти недель, но как его длительность, так и интенсивность максимумов немного варьируются. Например, в лето 1870 года произошел сильный максимум, за которым в 1879 году последовал очень низкий минимум, а затем — слабый максимум в конце 1883 года; далее наступил средний минимум примерно в августе 1889 года, за которым последовал последний зафиксированный максимум в январе 1894 года. Вполне возможно, что на регулярность одиннадцатилетнего цикла влияет еще один период продолжительностью около шестидесяти–восьмидесяти лет. Для разрешения этого вопроса потребуются систематические наблюдения, проводимые в течение многих лет в будущем, поскольку наблюдения за солнечными пятнами до 1826 года слишком неполны, чтобы решить возникающие вопросы.

По-видимому, существует странная связь между периодичностью появления пятен и их распределением на поверхности Солнца. Когда приближается минимум, пятна обычно начинают появляться на широтах примерно в 30° к северу и югу от экватора Солнца; затем они постепенно появляются ближе к экватору, так что в период максимальной частоты их большинство находится на широтах, не превышающих 16°. Эта удаленность от экватора Солнца продолжает уменьшаться до времени минимума. Действительно, пятна остаются очень близко к экватору еще в течение нескольких лет, пока сигнал о начале нового периода не появляется на более высоких широтах.

Нам еще предстоит отметить одну необычную особенность, указывающую на тесную связь между явлениями солнечных пятен и чисто земными явлениями магнетизма. Конечно, хорошо известно, что стрелка компаса не указывает точно на север, а отклоняется от меридиана под углом, который различается в разных местах и даже не остается постоянным в одном и том же месте. Например, в Гринвиче стрелка в настоящее время указывает в направлении 17° к западу от севера, но это значение подвержено очень медленным и постепенным изменениям, а также очень небольшим ежедневным колебаниям. Примерно пятьдесят лет назад Ламонт (баварский астроном, но уроженец Шотландии) обнаружил, что амплитуда этих ежедневных колебаний регулярно увеличивается и уменьшается в период, который он определил как 10-1/3 года, но который впоследствии оказался равен 11-1/10 года — точно так же, как период появления пятен на Солнце. После тщательного изучения записей магнитных наблюдений было установлено, что время максимума солнечных пятен всегда совпадает почти точно с временем максимальных ежедневных колебаний стрелки компаса, причем минимумы также совпадают аналогичным образом. Эта тесная связь между периодичностью солнечных пятен и ежедневными движениями магнитной стрелки — не единственное доказательство существования какой-то связи между солнечными явлениями и земным магнетизмом. Период максимума солнечных пятен — это время высокой магнитной активности, и даже были специальные случаи, когда особое возникновение пятен на Солнце сопровождалось значительными магнитными явлениями на Земле. Очень

Интересный пример подобного рода описан профессором Янгом: 3 августа 1872 года, наблюдая за Солнцем в Шермане, он заметил крайне сильные возмущения на его поверхности. В тот же день один из членов его команды, занимавшийся магнитными наблюдениями и совершенно не знавший о том, что видел профессор Янг, сообщил ему, что ему пришлось прекратить свои магнитные исследования из-за сильных колебаний магнита. Позже, на основании фотографических записей из Гринвича и Стоунихерста, было установлено, что магнитная «буря», наблюдаемая в Америке, одновременно проявлялась и в Англии. Также была отмечена подобная связь между солнечными пятнами и северным сиянием; этот факт является естественным следствием хорошо известной связи между северным сиянием и магнитными возмущениями. С другой стороны, следует признать, что множество значительных магнитных бурь происходило без каких-либо соответствующих солнечных возмущений[5]. Однако даже те, кто склонен сомневаться в связи между этими двумя типами явлений в отдельных случаях, вряд ли могут поставить под сомнение поразительное совпадение между общим увеличением или уменьшением числа солнечных пятен и амплитудой ежедневных колебаний стрелки компаса.

Рис. 16. — Структура Солнца и небольшая пятно на его поверхности.
Мы уже описали основные солнечные явления, с которыми познакомил нас телескоп. Однако существует множество вопросов, связанных с природой Солнца, которые даже самый мощный телескоп не сможет помочь нам решить; зато спектроскоп дал нам возможность исследовать их.

От Солнца мы получаем тепло и свет. Интенсивно нагретая масса Солнца излучает свои лучи во все направления с безграничной щедростью. Каждый луч кажется нам теплым, а также ярко-белым; однако для его анализа требуется более тонкое исследование, чем простое ощущение или зрение. Каждый солнечный луч несет в себе следы своего происхождения. Эти следы становятся видимыми лишь после применения специальных методов; тогда солнечный луч может «рассказать свою историю», раскрывая нам многое о природе состава этого великого светила.

Мы считаем свет Солнца бесцветным, так же как говорим, что вода безвкусна; однако оба эти выражения скорее относятся к нашим собственным ощущениям, чем к…

Нет ничего по-настоящему характерного для воды или солнечного света. Мы считаем солнечный свет бесцветным, потому что он, так сказать, служит фоном, на котором проявляются все остальные цвета. На самом деле белый цвет далеко не бесцветен — в нем смешаны все известные оттенки в определенных пропорциях. Солнечный свет на самом деле чрезвычайно сложен по составу; сама Природа говорит нам об этом, если мы только уделим ей хоть немного внимания. Откуда же берутся прекрасные оттенки, с которыми мы все знакомы? Посмотрите на прекрасные тона в саду: красный цвет розы не находится в самой розе. Роза лишь поглощает солнечные лучи, падающие на нее, извлекает из этих лучей красный цвет и излучает его в наши глаза. Если бы в солнечном луче не было красных лучей вместе с другими, роза не могла бы казаться красной при освещении солнцем.

Принцип, здесь задействованный, имеет множество других применений; женщины часто говорят, что платье, которое отлично смотрится при дневном свете, не подходит вечером. Причина в том, что платье предназначено для демонстрации определенных цветов, существующих в солнечном свете; однако эти цвета не присутствуют в такой степени при освещении газовыми лампами, и поэтому платье имеет другой оттенок. Вина не в платье, а в газе; а при использовании электрического освещения излучаемые лучи больше похожи на лучи солнца, и цвета платья проявляются со всей своей задуманной красотой.

Самым великолепным природным проявлением природы солнечного света является радуга. Здесь солнечные лучи преломляются и отражаются от крошечных капель воды в облаках; эти капли передают нам солнечный свет, превращая при этом белые лучи в семь основных оттенков — красный, оранжевый, желтый, зеленый, синий, индиго и фиолетовый.

ПЛАТО А.
СОЛНЦЕ.
Королевская обсерватория, Гринвич, 8 июля 1892 года.

Дуга, образующаяся в облаке, является типичным проявлением той важной области современной науки, принципы которой мы сейчас и расскажем. Шарики воды разлагают солнечные лучи; мы следуем траектории, указанной радугой, и анализируем солнечный свет на его составляющие. Мы можем делать это с научной точностью, используя этот удивительный инструмент для раскрытия тайн природы — спектроскоп. Лучи белого солнечного света

Он состоит из бесчисленных лучей всех цветов, находящихся в тесной связи друг с другом. Каждый оттенок красного, желтого, синего и зеленого можно найти в луче солнца. Волшебная палочка, с помощью которой мы воздействуем на луч солнца и приводим его в идеальный порядок, — это простой инструмент, известный как стеклянный призмат. Мы изобразили этот инструмент в его самой простой форме на соседнем рисунке (рис. 17). Это кусок чистого и однородного стекла в форме клина. Когда луч света от солнца или любого другого источника падает на призму, он проходит через прозрачное стекло и выходит с другой стороны; однако под воздействием стекла луч претерпевает значительные изменения. Он изгибается в результате преломления от первоначального пути и вынужден следовать другим путем. Если бы призма одинаково изгибала все лучи света, она бы не имела никакой пользы для анализа света; к счастью, призма действует с разной эффективностью на лучи разных цветов. Красный луч преломляется меньше, чем желтый; желтый луч — меньше, чем синий. Поэтому, когда комплексный луч солнечного света, в котором смешаны все различные лучи, проходит через призму, они выходят так, как показано на прилагаемом рисунке (рис. 18). Вот в чем заключается способность призмы к анализу: она изгибает разные цвета по-разному, и поэтому луч комплексного солнечного света после прохождения через призму уже не представляет собой просто белого света, а превращается в цветную полосу света с оттенками, подобными радуге: от темно-красного на одном конце через все промежуточные оттенки до фиолетового.

Рис. 18. — Рассеяние света призмой.
В призме имеются средства для разложения света от Солнца или света от любого другого источника на его составляющие части. Изучение качества света после его анализа позволяет узнать что-то о строении тела, из которого исходит этот свет. Действительно, в некоторых простых случаях сам цвет света уже достаточен для определения источника, откуда он поступил. Например, иногда при фейерверках можно увидеть ярко-красный свет, обусловленный наличием металла стронция. Глаз может определить этот элемент по одному лишь цвету пламени. Также существует характерный желтый свет, возникающий при сгорании обычной соли с винным спиртом. Натрий является основным компонентом соли; таким образом, здесь мы можем распознать еще один элемент по цвету света, который он излучает при сгорании. Можно также упомянуть третий элемент — магний, который сгорает с ярко-белым светом, характерным именно для этого металла.

ЛИСТ XIII.
Спектры Солнца и звезд.
I. Солнце.
II. Сириус.
III. Альдебаран.
IV. Бетельгейзе.
Три металла – стронций, натрий и магний – можно идентифицировать по цветам, которые они излучают в состоянии инкандесценции. В этом простом наблюдении кроется основа современного метода исследования, известного как спектральный анализ. Теперь мы можем с помощью призмы рассмотреть цвета Солнца и звезд, и на основе этих наблюдений узнать что-то о веществах, входящих в их состав. Мы не ограничиваемся использованием лишь одной призмы; свет, который необходимо проанализировать, может проходить через несколько призм подряд, чтобы усилить дисперсию, то есть разделение разных цветов. Чтобы попасть в спектроскоп, свет сначала проходит через узкий щель, затем лучи становятся параллельными благодаря прохождению через линзу; эти параллельные лучи затем проходят через одну или несколько призм, а в конце наблюдаются через небольшой телескоп или фиксируются на фотопленке, на которой формируется изображение. Если луч света, проходящий через щель, исходит от инкандесцентного твердого тела…

Из жидкости или газа при высоком давлении цветная полоса или спектр содержит все цвета, показанные на рисунке XIII, без каких-либо промежутков между ними. Это называется непрерывным спектром. Но если мы исследуем свет от газа при низком давлении — что можно сделать, поместив небольшое количество газа в стеклянную трубку и заставив её светиться под действием электрического тока — мы обнаруживаем, что он излучает не лучи всех цветов, а только лучи определённых, отличных друг от друга цветов, которые различаются у разных газов. Спектр газа, следовательно, состоит из ряда отдельных светящихся линий.

При изучении солнечного света через призму оказывается, что спектр не простирается полностью непрерывно от одного края до другого, а пересекается множеством тёмных линий; лишь немногие из них показаны на сопроводительном рисунке (рисунок XIII). Эти линии являются постоянной чертой солнечного спектра. Они так же характерны для солнечного света, как и сами призматические цвета, и представляют большой интерес и содержат много информации о Солнце. Именно в этих линиях закодирована история и природа Солнца. При наблюдении через прибор с достаточной мощностью в солнечном спектре можно обнаружить сотни и тысячи тёмных линий. Они бывают самых разных степеней интенсивности; их распределение, кажется, не подчиняется никакому простому закону. В некоторых частях спектра линий мало; в других областях они настолько плотно расположены, что их трудно различить. В некоторых местах они чрезвычайно тонкие и изящные, и они всегда вызывают восхищение у всех, кто наблюдает этот удивительный феномен с помощью хорошего прибора.

Лучшего способа объяснения довольно сложной темы анализа спектров, чем практическое следование шагам первоначального открытия, которое впервые ясно показало значение тёмных «Фраунгоферовских» линий, не существует. Обратим особое внимание на ту линию солнечного спектра, обозначенную буквой d. В спектроскопе она оказывается состоящей из двух линий, очень тонко разделённых небольшим промежутком; одна из этих линий немного толще другой. Предположим, что в то время, когда внимание сосредоточено на этих линиях, пламя обычной спиртовой лампы…

Лампу, окрашенную обычной солью, следует разместить перед прибором так, чтобы луч прямого солнечного света проходил через пламя перед тем, как попасть в спектроскоп. Наблюдатель сразу же видит, что две линии, называемые d, становятся гораздо темнее и ярче, в то время как на остальной части спектра не наблюдается никаких других заметных изменений. Несколько экспериментов показывают, что это усиление линий d обусловлено парами натрия, образующимися при сгорании соли в лампе, через которую прошел солнечный свет.

Совершенно невозможно, чтобы это удивительное взаимосвязь между натрием и линиями d в спектре была случайной. Даже если речь шла бы только об одной линии, было бы крайне маловероятно, что такое совпадение возникло бы случайно; но когда мы видим, что натрий влияет на обе близко расположенные линии, составляющие дуэт d, наша уверенность в наличии глубокой связи между этими линиями и натрием превращается в абсолютную уверенность. Предположим, что солнечный свет будет отсекнут, и все остальные источники света исключены, за исключением света, исходящего от светящихся паров натрия в пламени лампы. Тогда, глядя через спектроскоп, мы обнаружим, что больше не видим всех цветов радуги; свет от натрия сосредотачивается в двух ярко-желтых линиях, занимающих точно те места, которые ранее занимали темные линии d в солнечном спектре, темноту которых, казалось, усиливало пламя натрия.

Здесь мы должны постараться разрешить то, что на первый взгляд может показаться парадоксом. Как же так, что, хотя пламя натрия при отсутствии другого света создает две яркие линии, оно тем не менее, кажется, усиливает две темные линии в солнечном спектре? Объяснение этого сразу же приводит нас к основополагающему принципу анализа спектров. Так называемые темные линии в солнечном спектре кажутся темными лишь по сравнению с ярким освещением остальной части спектра. В темных линиях действительно содержится значительное количество солнечного света, хотя его недостаточно, чтобы его можно было увидеть, когда глаз ослеплен яркостью окружающего света. Когда в дело вступает пламя лампы с натрием, оно излучает определенное количество света, который полностью сосредотачивается в этих двух линиях. По-видимому, влияние пламени натрия должно проявляться в уменьшении темноты этих линий.

линии и делают их менее заметными. На самом деле они гораздо более заметны при использовании натриевого пламени, чем без него. Это происходит потому, что натриевое пламя обладает удивительной свойством блокировать солнечный свет, направленный на эти конкретные линии; таким образом, хотя натрий и добавляет некоторый свет к этим линиям, он перехватывает гораздо большее количество света, который в противном случае осветил бы их, и поэтому они становятся темнее при использовании натриевого пламени, чем без него.

Таким образом мы приходим к важному принципу, который позволил интерпретировать темные линии в спектре Солнца. Мы видим, что при нагревании пара натрия он излучает свет очень определенного типа, который, проходя через призму, сосредотачивается в двух линиях. Но пар натрия также обладает свойством: свет от Солнца может проходить через него без какого-либо заметного поглощения, за исключением тех лучей, которые имеют те же характеристики, что и две рассматриваемые линии. Другими словами, если нагретый пар вещества создает спектр ярких линий, соответствующих свету различных видов, то этот же пар будет действовать как непрозрачный экран для света этих особых видов, оставаясь прозрачным для света любого другого типа.

Этот принцип имеет такое большое значение в теории анализа спектров, что мы приведем еще один пример. Возьмем элемент железо, который весьма наглядно иллюстрирует рассматриваемый закон. В солнечном спектре известно, что несколько сотен темных линий соответствуют спектру железа. Эта соответствие наглядно проявляется, когда с помощью соответствующего устройства свет электрической искры от полюсов железа исследуется в спектроскопе параллельно с солнечным спектром. Линии железа в Солнце совпадают по положению с линиями в спектре раскаленного пара железа. Однако спектр железа, описанный здесь, состоит из ярких линий; тогда как те линии, с которыми его сравнивают в Солнце, имеют темный фон на ярком фоне. Их можно полностью понять, если предположить, что пар, возникающий при интенсивном нагреве железа, присутствует в атмосфере, окружающей светящиеся слои Солнца. Этот пар будет поглощать или блокировать именно те же лучи, которые он излучает в состоянии интенсивного нагрева, и поэтому мы узнаем

Важным фактом является то, что железо, не менее чем натрий, должно в той или иной форме быть составной частью Солнца.

Таково, в кратком изложении, знаменитое открытие новейших времен, которое дало объяснение темным линиям солнечного спектра. Были изучены спектры большого количества земных веществ в сравнении со солнечным спектром, и таким образом было установлено, что многие элементы, известные на Земле, присутствуют и на Солнце. Можно упомянуть кальций, железо, водород, натрий, углерод, никель, магний, кобальт, алюминий, хром, стронций, марганец, медь, цинк, кадмий, серебро, олово, свинец, калий. Некоторые из элементов, имеющих наибольшее значение на Земле, по-видимому, отсутствуют на Солнце. Среди элементов, которые до сих пор не давали никаких признаков того, что являются составляющими Солнца, можно упомянуть серу, фосфор, ртуть, золото, азот.

Также возможно, что линии вещества в атмосфере Солнца могут быть настолько яркими, что свет непрерывного спектра, на который они проецируются, не может «перевернуть» их — то есть превратить в темные линии. Мы знаем, например, что яркие линии пара натрия могут стать настолько интенсивно яркими, что спектр нагретого цилиндра из извести, расположенного за паром натрия, не может перевернуть эти линии. Если же сделать линии натрия менее яркими, их интенсивность может снизиться до уровня, характерного для той части спектра света извести, в которой, конечно же, эти линии уже не будут видны. Вопрос о том, какие элементы действительно отсутствуют на Солнце, поэтому, как и многие другие вопросы, касающиеся нашего великого светила, в настоящее время следует считать открытым. Вскоре мы увидим, что элемент, ранее неизвестный, действительно был открыт благодаря линии, представляющей его в солнечном спектре.

Теперь вернемся к солнечным пятнам и посмотрим, что может рассказать нам спектроскоп об их природе. Мы подключаем мощный спектроскоп к окуляру телескопа, чтобы как можно больше света сосредоточилось на щели; последняя должна быть расположена точно в фокусе объекта.

стекло. Затем прибор направляют на определенную точку так, чтобы его изображение падало на щель; наличие темной центральной области, называемой тенью, проявляется в виде темной полосы, простирающейся от края до края обычного солнечного спектра. С обеих сторон эта полоса окружена спектром полутени, который гораздо ярче спектра тени, но тусклее, чем спектры смежных участков Солнца.

Из того, что спектр темнеет, мы делаем вывод о значительном общем поглощении света в области тени. Однако это поглощение не вызвано наличием больших объемов крошечных твердых или жидких частиц, подобных тем, которые составляют дым или облака. Это подтверждается тем фактом, впервые обнаруженным Янгом в 1883 году: спектр темнеет не равномерно, как это было бы в случае поглощения, вызванного плавающими частицами. Исследуя множество крупных и спокойных пятен, он заметил, что среднюю зеленую часть спектра пересекают бесчисленные тонкие темные линии, которые обычно соприкасаются друг с другом, но местами разделены светлыми промежутками. Каждая линия толще посередине (в соответствии с центром пятна) и сужается до тонкой нити по краям; более того, большинство этих линий можно проследить через спектр полутени и даже на поверхность Солнца. Следовательно, поглощение, по-видимому, вызвано газами при гораздо более низкой температуре, чем у газов, находящихся за пределами пятна.

В красной и желтой частях спектра пятна, которые на протяжении многих лет изучались сэром Норманом Локьером в Обсерватории Саут-Кенсингтон, обнаруживаются интересные детали, подтверждающие этот вывод. Многие темные линии в спектре пятна не толще и не темнее, чем в обычном солнечном спектре, в то время как другие сильно утолщаются в спектре пятна — например, линии железа, кальция и натрия. Линии натрия иногда одновременно расширяются и имеют двойное инверсирование: то есть на толстой темной линии возникает светлая линия. Та же особенность часто наблюдается у заметных линий кальция h и k в фиолетовой части спектра. Эти факты указывают на наличие больших количеств пар натрия и кальция над ядром пятна. Наблюдения проводились в

В Саут-Кенсингтоне также была выявлена ещё одна интересная особенность спектров пятен. В момент минимальной частоты пятен линии железа и других земных элементов выделяются среди наиболее расширенных линий; при максимуме эти линии почти исчезают, а расширение наблюдается только среди линий неизвестного происхождения.

Спектроскоп дал нам возможность изучать другие интересные особенности Солнца, которые настолько тусклы, что в полном свете солнечных лучей их невозможно легко наблюдать с помощью обычного телескопа. Однако мы можем видеть их довольно легко, когда яркое тело Солнца закрывается во время редких полных затмений. Условия, необходимые для возникновения затмения, будут рассмотрены более подробно в следующей главе. Пока достаточно отметить, что под воздействием движения Луны может случиться так, что она полностью скроет Солнце, тем самым создавая в некоторых частях Земли то, что мы называем полным затмением. Несколько минут, в течение которых длится полное затмение, представляют большой интерес для астрономов. Над пейзажем воцаряется темнота, и в этой темноте можно увидеть редкие и прекрасные явления.

На рис. 19 показана диаграмма полной затмения Луны; на ней видны некоторые из удивительных объектов, известных как выступы (а, б, в, г, д, е), которые выступают из-за темного тела Луны. Легко доказать, что они не принадлежат к Луне, а являются своего рода солнечными придатками. Они впервые появляются на восточном краю Луны в момент начала полной фазы затмения, показанного на рис. 19. Первоначально видимые выступы постепенно закрываются движущейся Луной, в то время как другие появляются за западным краем Луны; когда же затмение заканчивается и снова появляется солнечный свет, все они мгновенно исчезают.

Первое полное затмение, произошедшее после того, как спектроскоп попал в руки астрономов, состоялось в 1868 году. 18 августа того года в Индии было видно полное затмение. Несколько наблюдателей, оснащенных спектроскопами, следили за выступами и смогли сообщить, что их спектр состоит из отдельных ярких линий, тем самым доказав, что эти объекты представляют собой массы светящегося газа. На следующий день выдающийся астроном Янссен, один из наблюдателей затмения, сумел увидеть эти линии в обычном солнечном свете, поскольку теперь он точно знал, где их искать. За много месяцев до затмения сэр Норман Локьер готовился к поиску выступов, ожидая, что они образуют спектр линий, который будет хорошо виден.

Только обычный свет Солнца можно было достаточно устранить. Он предложил добиться этого с помощью спектроскопа с высокой степенью дисперсии, который значительно рассеивал бы непрерывный спектр, делая его тусклее. По его мнению, эффект высокой дисперсии на изолированные яркие линии заключался бы лишь в увеличении промежутков между ними без влияния на их яркость. Новый спектроскоп, который он заказал для этих целей, был готов лишь через несколько недель после окончания затмения, хотя новости о достижении Янссена уже дошли до Европы из Индии. К тому времени сэр Н. Локьер уже обнаружил спектры невидимых выступов на краю Солнца. Таким образом, заслуга практического применения метода наблюдения за солнечными выступами без использования затмения должна быть разделена между двумя астрономами.

Когда спектроскоп направляют на край Солнца так, чтобы щель была радиальной, становятся видимыми определённые короткие светящиеся линии, которые располагаются точно на продолжении соответствующих тёмных линий в солнечном спектре. При должном рассмотрении обстоятельств можно показать, что газы, из которых состоят выступы, присутствуют также в виде относительно неглубокого атмосферного слоя вокруг этого огромного светила. Этот слой имеет глубину около пяти-шести тысяч миль и расположен непосредственно над плотным слоем светящихся облаков, который образует видимую поверхность Солнца и который мы называем фотосферой. Газовая оболочка, из которой возникают выступы, получила название хромосфера из-за цветных линий, наблюдаемых в её спектре. Таких линий очень много, но те, которые относятся к водороду, преобладают настолько сильно, что можно сказать, что хромосфера в основном состоит из этого элемента. Однако следует отметить, что кальций и ещё один элемент также всегда присутствуют, в то время как железо, марганец и магний часто бывают видимы. Удивительный элемент, название которого мы пока не упоминали, имеет поразительную историю.

Во время затмения 1868 года среди линий спектра выступа была замечена тонкая жёлтая линия, и сначала это не казалось чем-то необычным.

Считалось, что это, должно быть, желтая линия натрия. Но когда позже были проведены тщательные наблюдения в ярком солнечном свете без спешки и получены точные измерения, сразу же стало очевидно, что эта линия не совпадает ни с одним из компонентов двойной линии натрия. Новая линия, безусловно, была довольно близка к линиям натрия, но слегка смещена в сторону зеленой части спектра. Также было замечено, что среди темных линий обычного солнечного спектра обычно не наблюдалась соответствующая линия, хотя время от времени удавалось обнаружить тонкую темную линию, особенно рядом с солнечным пятном. Сэр Норман Локьер и сэр Эдвард Франкленд показали, что это не происходит от какого-либо известного земного элемента. Поэтому предположили, что причиной является какое-то до сих пор неизвестное вещество, которое получило название гелий, или солнечный элемент. Постепенно было выявлено еще около дюжины менее заметных линий в спектрах выпуклостей и хромосферы, которые, по-видимому, также были вызваны этим таинственным гелием. В последние годы эти же выдающиеся линии были обнаружены также в спектрах различных звезд.

Этот газ, долгое время известный на небесах, наконец был обнаружен на Земле. В апреле 1895 года профессор Рэмзи, который вместе с лордом Рэлеем открыл новый элемент — аргон, обнаружил наличие знаменитой линии гелия в спектре газа, полученного при нагревании редкого минерала под названием клевейт, встречающегося в Норвегии. Таким образом, было доказано, что этот элемент, существование которого впервые было обнаружено на Солнце, находящемся на расстоянии девяноста трех миллионов миль, также является земным элементом.

Когда Рунге объявил, что в спектре земного гелия имеется тусклая и очень близко расположенная линия-сопутник с красной стороны, первоначально возникли сомнения относительно того, является ли новый земной газ, открытый Рэмзи, тем же гелием, что и в хромосфере. Линия гелия в хромосфере никогда ранее не казалась двойной. Однако позже несколько наблюдателей с очень мощными инструментами обнаружили, что знаменитая линия в хромосфере действительно имеет очень тусклую линию-сопутник. Таким образом, была установлена идентичность небесного гелия и газа, найденного на нашей планете.

Примечательным образом. Определенные обстоятельства указывают на то, что новый газ может представлять собой смесь двух газов с разной плотностью, но до настоящего времени это не было доказано.

После того как стало возможно наблюдать спектры проявлений без ожидания затмения, сэр У. Хаггинс во время наблюдений 13 февраля 1869 года успешно применил метод для наблюдения самих этих удивительных солнечных объектов, а не только их спектров, при полном освещении Солнцем. Достаточно лишь настроить спектроскоп так, чтобы одна из самых ярких линий — например, красная линия водорода — находилась посередине поля зрения телескопа, а затем широко открыть щель спектроскопа. Тогда вместо простой линии будет виден красный образ проявления. Фактически, при широко открытой щели призмы создают ряд отдельных изображений наблюдаемого проявления — по одному для каждого вида света, излучаемого объектом.

Мы говорили о том, что спектроскоп функционирует за счет действия стеклянных призм. Следует добавить, что в самых совершенных спектроскопах призмы заменяются решетками с ребрами, от которых свет отражается. Эффект ребер заключается в том, что благодаря явлению дифракции пучок света расщепляется на его составляющие части.

ИЛЛЮСТРАЦИЯ IV.

СОЛАРНЫЕ ПРОМИНЕНЦИИ.
(Нарисовано Трувело в Гарвардском колледже, Кембридж, США, в 1872 году.)

Действительно величественны пропорции некоторых из этих могучих проминенций, которые вырываются из светящейся поверхности Солнца; однако они мерцают, подобно земным пламенам, если уделять им время, сопоставимое с их гигантскими размерами. Рисунки того же проминенция, сделанные с интервалом в несколько часов или даже меньше, часто показывают значительные изменения. Величина смещений, зафиксированных в некоторых случаях, достигает нескольких тысяч миль, а фактическая скорость движения таких масс зачастую превышает 100 миль в секунду. Ещё более сильными являются судороги, когда с поверхности хромосферы, словно из огромной печи, вверх выбрасываются огромные раскалённые массы газа. На рисунке IV показаны несколько проминенций, замеченных Трувело в обсерватории Гарвардского колледжа, Кембридж, США. Трувело удалось показать на различных изображениях удивительное разнообразие внешнего вида этих объектов. Размеры проминенций можно определить по шкале, приложенной к рисунку. Самый большой из тех, что здесь показаны, имеет высоту 80 000 миль; надёжные наблюдатели записывали проминенции ещё большей высоты. Быстрые изменения, которые иногда происходят с этими объектами, хорошо иллюстрируются двумя набросками слева от нижней линии, сделанными 27 апреля 1872 года. Оба рисунка представляют собой изображения того же проминенция, сделанные с интервалом не более двадцати минут. Это могучее пламя настолько огромно, что его длина в десять раз превышает диаметр Земли, однако за это короткое время оно полностью изменило свой вид; верхняя часть пламени действительно оторвалась и теперь показана в той части рисунка между двумя фигурами над линией. На том же рисунке также показаны различные примеры удивительных шипообразных объектов, сделанные, однако, в разное время и в разных частях Солнца. Эти шипы обычно не достигают высоты более 20 000 миль, хотя иногда они поднимаются на огромные расстояния.

Можно упомянуть один особенный объект этого типа, история которого была задокументирована профессором Янгом. 7 октября 1880 года...

Примерно в 10:30 утра на юго-восточной окраине Солнца была замечена проеминация. В тот момент она находилась на высоте около 40 000 миль и не привлекала особого внимания. Через полчаса произошло удивительное преобразование: за это короткое время проеминация стала чрезвычайно яркой и удвоила свою длину. Ещё час этот мощный пламенный столб продолжал подниматься вверх, пока не достиг беспрецедентной высоты в 350 000 миль — расстояния, превышающего на треть диаметр самого Солнца. На этом пике энергия этого мощного извержения, по-видимому, наконец иссякла: пламя разлетелось на фрагменты, и к 12:30 — спустя всего два часа с момента его первого обнаружения — это явление полностью исчезло.

Бесспорно, это конкретное извержение было исключительным по своей интенсивности и масштабу происходивших при нем изменений. Скорость подъема этого пламенного столба должна была составлять не менее 200 000 миль в час, что, другими словами, превышает пятьдесят миль в секунду. Этот мощный пламенный столб вырывался из Солнца со скоростью, в более чем 100 раз превышающей скорость самой быстрой пули, выстреливаемой из ружья.

Проеминации можно в целом разделить на две категории. Во-первых, это те, которые относительно спокойны по своей природе и по форме напоминают облака, плавающие в атмосфере Земли. Вторую категорию проеминаций можно назвать извержением; на самом деле они выбрасываются из хромосферы в виде гигантских струй раскаленного вещества. Эти две категории объектов отличаются не только внешним видом, но и составом газов, из которых они состоят. Проеминации, похожие на облака, в основном состоят из водорода, а также гелия и кальция, тогда как в проеминациях извержения присутствует множество металлов. Последние никогда не наблюдаются вблизи полюсов Солнца, а обычно появляются рядом с солнечными пятнами, тем самым подтверждая вывод о том, что пятна связаны с сильными возмущениями на поверхности Солнца. Когда солнечное пятно достигает окраины Солнца, оно часто окружено проеминациями. В некоторых случаях даже удавалось обнаружить мощные газовые извержения в окрестностях пятен; спектроскоп позволял увидеть их.

Фон солнечной поверхности — так же, как и протуберанцы, — наблюдаются на краю Солнца на фоне неба.

Чтобы сфотографировать протуберанец, необходимо, конечно, заменить глаз наблюдателя фотопластинкой. Однако из-за сложности предотвращения того, чтобы слабый свет протуберанца перебивался посторонним светом, фотографирование этих образований не приносило больших успехов до тех пор, пока профессор Хейл из Чикаго не разработал свой спектрогелиограф. В этом приборе (помимо обычной щели, через которую свет падает на призмы или решетку) имеется вторая щель, расположенная непосредственно перед фотопластинкой; через неё может проходить свет определённой длины волны, при этом все остальные виды света блокируются. Для получения изображения протуберанцев используется свет, излучаемый в знаменитой «линии k» кальция; он находится на крайнем конце фиолетовой части спектра. Свет из этой части спектра, хотя и невидим для глаза, гораздо более активен с точки зрения фотографии, чем свет из красной, жёлтой или зелёной частей спектра. Передняя щель регулируется так, чтобы линия k падала на вторую щель; когда передняя щель медленно перемещается по всему протуберанцу с помощью механизма, вторая щель следует за ней благодаря механическому устройству.

Если изображение солнечного диска скрыто экраном подходящего размера, щели можно настроить так, чтобы они перемещались по всему Солнцу, тем самым позволяя за одну экспозицию получить изображение хромосферного кольца вокруг края Солнца вместе с протуберанцами. Затем экран можно убрать, а щели — быстро переместить по самому диску. Это позволяет обнаружить наличие светящихся паров кальция во многих частях поверхности Солнца. Таким образом мы получаем впечатляющее изображение Солнца, созданное с помощью этого особого света. Таким образом профессор Хейл подтвердил наблюдение, сделанное задолго до него профессором Янгом: спектры протуберанцев всегда содержат две крупные полосы кальция.

Скорость, с которой протуберанец вырывается вверх от края Солнца, конечно, можно измерить напрямую путём наблюдений с использованием обычных

с помощью микрометра. Однако спектроскоп позволяет нам оценить скорость, с которой возмущения на поверхности Солнца распространяются в направлении Земли или от неё. Мы можем измерить эту скорость, наблюдая за особенным поведением спектральных линий, соответствующих быстро движущимся массам. Это открывает удивительную область исследований с важными применениями во многих разделах астрономии.

Конечно, сейчас уже общепринято считать, что ощущение света вызвано волнами или колебаниями, которые попадают на сетчатку глаза после прохождения через среду, которую мы называем эфиром. Разным цветам соответствуют разные длины волн — то есть разные расстояния между двумя последовательными волнами. Пучок белого света образуется в результате слияния бесчисленного количества различных волн, длины которых имеют практически все возможные значения в пределах определённых границ. Длина волны красного света такова, что на один дюйм приходится 33 000 волн, тогда как длина волны фиолетового света лишь немного превышает половину длины волны красного света. Положение линии в спектре зависит исключительно от длины волны света, от которого она обусловлена. Предположим, что источник света приближается непосредственно к наблюдателю; очевидно, волны следуют друг за другом более часто, чем если бы источник находился в состоянии покоя, и количество колебаний, поступающих в глаз наблюдателя за секунду, должно пропорционально увеличиваться. Таким образом, расстояние между двумя последовательными эфирными волнами будет очень незначительно уменьшаться. Хорошо известным явлением подобного характера является изменение высоты звука свистка локомотива, когда он проезжает мимо. Это особенно заметно, если наблюдатель находится в поезде, который быстро движется в противоположном направлении. В случае звука, конечно, колебания или волны происходят в воздухе, а не в эфире. Но эффект движения к наблюдателю или от него в обоих случаях абсолютно аналогичен. Однако поскольку свет движется со скоростью 186 000 миль в секунду, источник света также должен двигаться с очень высокой скоростью, чтобы вызвать даже самое незначительное заметное изменение положения спектральной линии.

Мы уже видели, что чрезвычайно высокие скорости вовсе не редкость для некоторых из этих мощных возмущений на Солнце; соответственно,

При изучении спектра солнечной пятна мы часто видим, что некоторые линии смещены немного в один конец спектра, а иногда — в другой; в других случаях линии искажаются или искривляются в самых необычных формах, что свидетельствует о крайне интенсивных местных возмущениях. Если пятно находится рядом с центром диска Солнца, газы должны двигаться вверх или вниз, чтобы вызвать такие изменения линий. Скорости, зафиксированные при подобных наблюдениях, иногда достигают двух-трехсот миль в секунду. Нам трудно представить себе огромные внутренние давления, необходимые для того, чтобы такие огромные массы газов вырывались из фотосферы с такой колоссальной скоростью, или условия, приводящие к опусканию таких гигантских масс пара сверху. В спектрах выступов на краю Солнца мы также часто видим, что яркие линии изогнуты или смещены в сторону. В таких случаях причиной являются, очевидно, движения по поверхности хромосферы, переносящие материалы к нам или от нас.

Интересное применение этого замечательного метода измерения скорости движущихся тел нашло отражение в различных попытках определить спектроскопически период вращения Солнца. По мере вращения Солнца вокруг своей оси точка на восточном крае движется к наблюдателю, а точка на западном крае — от него. В обоих случаях скорость составляет немного более мили в секунду. На восточном крае линии в солнечном спектре слегка смещены в сторону фиолетового конца спектра, тогда как линии на западном крае смещены в сторону красного конца. Благодаря изощренному оптическому устройству можно разместить спектры с обоих краев рядом друг с другом, что удваивает кажущееся смещение и тем самым значительно облегчает измерения. Даже с использованием этого устройства величины, подлежащие измерению, остаются чрезвычайно малыми. Все части прибора должны быть настроены с максимальной точностью, а наблюдения — соответственно тщательными. Эти попытки предпринимались различными наблюдателями. Среди наиболее успешных исследований этого рода можно упомянуть работу шведского астронома.

Дунер, направив свой прибор на различные участки поверхности Луны, обнаружил значения, хорошо соответствующие особому закону вращения, выведенному на основе движения солнечных пятен. Этот результат особенно интересен, поскольку он показывает, что атмосферные слои, в которых происходит поглощение света, приводящее к появлению темных линий в спектре, участвуют в движении фотосферы на одной и той же широте.

Рис. 20. — Вид короны (и кометы) во время полного затмения.

ЛИСТ V.
ПОЛНОЕ СОЛНЕЧНОЕ ЗАТМЕНИЕ, 29 ИЮЛЯ 1878 ГОДА.

КОРОНА С ФОТОГРАФИЙ
(ХАРКНЕСС)

Мы ещё не упомянули ещё одно поразительное явление, которое является одной из главных приманок для наблюдателей полных затмений и которое до сих пор не удавалось увидеть в условиях полного дня. Речь идёт о короне или световом ореоле, который внезапно появляется вокруг Солнца во время затмения, когда Луна полностью закрывает последний оставшийся серп Солнца. Общее представление о внешнем виде короны приведено на рисунке 20; на иллюстрации V мы также показываем рисунок короны, созданный профессором Харкнесссом на основе сравнения большого количества фотографий, сделанных в разных местах Соединённых Штатов во время полного затмения 29 июля 1878 года. На рисунке 21 мы имеем возможность, благодаря любезности господина и госпожи Маундер, воспроизвести выдающуюся фотографию короны, сделанную ими в Индии во время затмения 22 января 1898 года.

Рис. 21. — Вид короны во время затмения 22 января 1898 года
(Воспроизведено при любезном разрешении господина и госпожи Маундер и владельцев журнала «Knowledge».)

Часть короны, ближайшая к Солнцу, очень яркая, хотя и не такая блестящая, как протуберанцы, которые (как говорит профессор Янг) сверкают сквозь неё, подобно фурункулам. Эта внутренняя часть обычно имеет довольно правильные контуры, образуя белое кольцо шириной примерно в десятую часть диаметра Солнца.

Внешние части короны обычно имеют крайне нерегулярную форму и огромные размеры. Они часто прерываются узкими «разломами» или узкими темными полосами, которые простираются от края Солнца через всю корону. С другой стороны, иногда встречаются узкие светлые струйки, наклоненные под разными углами к краю Солнца, причем они не редко изогнуты. Во время затмений 1867, 1878 и 1889 годов, все из которых произошли в периоды минимума солнечных пятен, корона показывала длинные и тусклые струйки, идущие почти в направлении экватора Солнца, а также короткие, но четко выраженные светлые полосы возле полюсов. Во время затмений 1870, 1882 и 1893 годов, в периоды максимума солнечных пятен, корона имела более правильную круглую форму и в основном развивалась над зонами пятен. Это еще один доказательство (если оно вообще нужно) тесной связи между периодичностью появления солнечных пятен и развитием всех остальных солнечных явлений.

В спектре короны присутствует загадочная зеленая линия; происхождение которой в настоящее время неизвестно. Ее лучше всего видно во время затмений, происходящих приблизительно в период максимума солнечных пятен. В обычном солнечном спектре она представляет собой очень тонкую темную линию, которая, как правило, остается непрерывной даже тогда, когда линии водорода и других веществ искажаются под действием сильного потока возмущенных элементов. Эта линия всегда присутствует среди ярких линий спектра хромосферы. Помимо нее, корона показывает еще несколько ярких линий, без сомнения принадлежащих тому же неизвестному элементу («коронию»), а также тусклый непрерывный спектр, в котором иногда можно обнаружить даже некоторые из более заметных темных линий солнечного спектра. Это показывает, что помимо светящегося газа (представленного яркими линиями), корона также содержит большое количество вещества, похожего на пыль или туман; крошечные частицы этого вещества способны отражать солнечный свет, тем самым создавая слабый непрерывный спектр. По-видимому, это вещество составляет основную составляющую длинных корональных лучей и струйок, поскольку последние не видны на отдельных изображениях короны, которые появляются вместо ярких линий при наблюдении или фотографировании короны во время затмения в спектроскопе без щели. Если бы длинные лучи состояли из газа или газов, из которых состоит внутренняя часть короны, то очевидно, что они…

Они должны появляться на этих отдельных изображениях. Что касается природы сил, которые постоянно выталкивают эти чрезвычайно длинные струи, у нас в настоящее время имеется лишь немного информации. Однако несомненно, что обширная атмосферная оболочка вокруг Солнца, проявляющаяся в виде внутренней короны, должна быть чрезвычайно разреженной. Было зафиксировано несколько случаев, когда кометы пронизывали эту корональную атмосферу, не показывая ни малейшего снижения скорости из-за сопротивления, с которым они сталкивались.

Благодаря наблюдениям мы собрали большое количество фактов о Солнце, но когда мы пытаемся сделать на их основе выводы относительно физического состава этого великого тела, нельзя отрицать, что трудности действительно очень велики. Мы видим, что самые авторитетные исследователи сильно расходятся во мнениях относительно его природы. Здесь мы изложим основные выводы, по которым почти нет или вовсе нет споров.

В следующей главе мы увидим, что астрономам удалось определить относительную плотность тел в Солнечной системе; другими словами, они нашли соотношение между количеством вещества, содержащегося в одинаковых объемах каждого из них. Таким образом было установлено, что средняя плотность Солнца составляет примерно четверть плотности Земли. Если сравнить массу Солнца с массой одинакового по размеру шара воды, мы обнаружим, что светило будет весить всего лишь в полтора раза больше воды. Конечно, реальная масса Солнца чрезвычайно велика; она в 330 000 раз превышает массу Земли. Само солнечное вещество, однако, относительно легкое, поэтому Солнце в четыре раза больше, чем оно было бы, если бы при неизменном весе его плотность соответствовала плотности Земли. Учитывая эту легкость Солнца, а также чрезвычайно высокую температуру, царящую там, кажется единственным возможным выводом, что тело Солнца должно находиться в газообразном состоянии. Условия, в которых существуют такие газы на Солнце, безусловно, совершенно отличаются от тех, с которыми мы знакомы на Земле. На поверхности Солнца сила тяжести превышает двадцать…

В семь раз больше, чем на Земле. Человек, который на Земле мог бы поднять двадцать семь одинаковых кусков металла, если бы он оказался на Солнце, смог бы поднимать лишь по одному куску за раз. Следовательно, давление газов под поверхностью должно быть очень велико, и можно было бы предположить, что в результате они превратятся в жидкость. Однако Эндрюс обнаружил, что пока газ сохраняется при температуре, выше определенного значения, называемого «критической температурой» (которая различается для разных газов), газ не превратится в жидкость, как бы велико ни было давление, оказываемое на него. Температура на Солнце не может быть ниже критических температур газов, находящихся там; поэтому кажется, что даже огромное давление едва может привести к превращению газов в этой огромной звезде в жидкую форму.

О внутренней части Солнца, конечно, мы можем узнать мало или совсем ничего. Мы наблюдаем лишь поверхностный слой, так называемую фотосферу, в которой холод космоса вызывает конденсацию газов в те светящиеся облака, которые на рисунках и фотографиях выглядят как «зерна риса» или «листья ивы». Доктор Джонстон Стоуни (а позже профессор Хейстингс из Балтимора) предположили, что эти светящиеся облака в основном состоят из углерода вместе с соответствующими ему элементами — кремнием и бором, точки кипения которых значительно выше, чем у других элементов, способных формировать фотосферные облака. Низкая атомная масса углерода также способствует тому, что молекулы этого элемента обладают очень высокой скоростью, что позволяет им проникать в верхние слои, где температура настолько низка, что пар охлаждается до состояния облака. Неизбежным следствием быстрого охлаждения этих облаков и последующего масштабного излучения тепла является образование того, что можно было бы назвать дымом, который постепенно оседает в промежутках между облаками (что делает эти промежутки темнее), пока снова не испаряется при достижении более высокой температуры под облаками. Вероятно, именно этот дым является причиной хорошо известного факта, что края Солнца значительно тусклее, чем центр диска. По-видимому, это происходит из-за

Более сильная абсорбция обусловлена большей дистанцией, которую должен преодолеть луч света от точки, расположенной близко к краю Солнца, через этот слой дыма перед тем, как достичь Земли. Показано, что эту абсорбцию нельзя объяснить наличием газовой атмосферы, поскольку это привело бы к появлению ещё большего количества темных линий абсорбции в спектре. В таком случае между спектром Солнца, полученным с участка, близкого к центру диска, и спектром, полученным с участка, близкого к краю, существовала бы заметная разница. Однако мы не наблюдаем такой разницы.

Что касается природы солнечных пятен, то идея, впервые выдвинутая Секки и Локьером, согласно которой они представляют собой опускание более холодных паров в фотосферу (или на её поверхность), в целом наилучшим образом соответствует наблюдаемым явлениям. Мы уже упоминали, что пятна обычно сопровождаются факулами и вспышками проявлений в их непосредственной близости, но остается открытым вопрос: вызваны ли эти вспышки опусканием паров, которое заставляет материал фотосферы «взлетать» в окрестностях, или же сначала происходят вспышки, которые, снижая давление сверху, создают «яму», в которую опускаются более холодные пары из верхних слоев. По этому вопросу мнения до сих пор сильно расходятся.

Примечательное придаток Солнца, простирающийся на гораздо большую расстояние, чем корона, вызывает явление зодиакального света. Иногда весной можно увидеть перламутровое сияние, распространяющееся по части неба в районе того места, где Солнце скрывается после заката. То же зрелище может наблюдаться и перед рассветом осенью. Кажется, что материал, образующий зодиакальный свет, каким бы он ни был, имеет форму линзы с Солнцем в центре. Природа этого объекта до сих пор остается неясной, но, вероятно, он состоит из какого-то вида пыли, поскольку его слабый спектр имеет непрерывный характер. Вид зодиакального света показан на рис. 22.

Во всех направлениях Солнце с огромной щедростью излучает потоки света и тепла. Земля может уловить лишь крайне малую часть — менее 2 000 000 000-й доли всего объема излучения. Наши соседние планеты и…

Луна тоже почерпывает немного воды; но как мала та доля могучего потока, которую она может использовать! Глоток воды, который берет летящая ласточка из реки, вовсе не иссякает воды в реке, так же как планеты не могут использовать всё тепло, исходящее от Солнца.

Добрые лучи Солнца обеспечивают магическую силу, позволяющую зерну расти и созревать. Именно тепло Солнца поднимает воду из океана в виде пара, а затем посылает этот пар в виде дождя, чтобы освежить землю и наполнить реки, по которым наши корабли плывут к океану. Именно тепло Солнца, действующее на большие континенты, порождает бризы и ветры, которые несут наши суда через морские просторы; а когда зимним вечером мы сидим у костра и чувствуем его оживляющие лучи, мы просто наслаждаемся лучами Солнца, которые светили на Землю многочисленные эпохи назад. Тепло в этих древних лучах способствовало развитию мощной растительности периода угля, и в форме угля это тепло спало миллионы лет, пока мы снова не привели его в действие. Именно сила Солнца, сохраненная в угле, приводит в движение наши паровые двигатели. Именно свет Солнца, сохраненный в угле, излучается из каждой газовой лампы в наших городах.

За способность жить и двигаться, за изобилие, окружающее нас, за красоту, с которой украшена природа, мы в первую очередь обязаны одному телу среди бесчисленных тел в космосе — и это тело — Солнце.

Рис. 22. — Зодиакальный свет в 1874 году.

ГЛАВА III. ЛУНА.

Луна и приливы — Использование Луны в навигации — Изменения Луны
— Луна и поэты — Откуда берётся свет Луны? — Размеры Земли и Луны — Вес Луны — Изменения её кажущегося размера — Изменения её расстояния от Земли — Влияние Земли на Луну — Траектория движения Луны — Объяснение фаз Луны — Лунные затмения — Солнечные затмения: как они возникают — Видимость Луны во время полного затмения — Как предсказывают затмения — Использование Луны для определения долготы — Не связана ли Луна с погодой — Топография Луны — Рисунок Трайсникера, созданный Насмитом — Вулканы на Луне — Обычный лунный кратер — Платон — Тени на лунных горах — Микрометр — Высоты на Луне — Прошлая активность на Луне — Мнение Насмита о происхождении кратеров — Гравитация на Луне — Различные размеры лунных кратеров — Другие особенности Луны — Существует ли жизнь на Луне? — Отсутствие воды и воздуха — Теория доктора Стоуни — Объяснение сурового характера лунного ландшафта — Возможность существования жизни на далёких объектах в космосе.

Если бы Луна внезапно исчезла, мы сразу бы узнали об этом от сообщений из всех морских портов королевства. Из Лондона и Ливерпуля мы бы услышали одно и то же: приливы и отливы практически прекратились бы. Корабли, стоящие в доках, не смогли бы выйти в море; корабли, находящиеся в открытом море, не смогли бы войти в порты; мировая морская торговля погрузилась бы в крайний хаос.

Луна является основным фактором, вызывающим ежедневные приливы и отливы, и это самая важная функция нашего спутника. Флоты рыбацких судов у побережий регулируют свои ежедневные перемещения в соответствии с приливами, и во многом благодарят Луну за возможность входить в порты и выходить из них. Опытные моряки утверждают, что приливы чрезвычайно полезны для навигации. Вопрос о том, как Луна вызывает приливы, отложен до следующей главы, в которой мы также расскажем о значительной роли, которую, по-видимому, сыграли приливы в ранней истории нашей Земли.

Кто из нас не наблюдал с восхищением прекрасную серию изменений, через которые проходит Луна каждый месяц? Сначала мы видим её в виде изящного полумесяца из бледного света на западном небе после захода солнца. Если ночь ясная, то остальная часть Луны становится видна внутри полумесяца, слегка освещаемая светом, отражённым от нашей Земли. Ночь за ночью она перемещается всё дальше на восток, пока не становится полной и восходит примерно в то же время, когда садится солнце. Начиная с момента полнолуния, диск света начинает уменьшаться, пока не достигнется последняя четверть. Тогда Луна видна высоко в небе утром. С течением дней она снова принимает форму полумесяца. Полумесяц становится всё уже и уже по мере того, как спутник приближается к Солнцу. В конце концов она теряется в ослепительном свете Солнца, затем снова появляется в виде новолуния и снова проходит через тот же цикл изменений.

Сияние Луны происходит исключительно от света Солнца, который падает на несамосветящуюся поверхность Луны. Из огромного потока света, который Солнце щедро излучает в космос, тёмное тело Луны поглощает лишь небольшую его часть, а от этой части отражается ещё меньшая доля для освещения Земли. Луна излучает так много света и кажется настолько яркой, что ночью бывает трудно вспомнить, что у Луны нет собственного света, кроме того, что падает на неё от Солнца. Тем не менее реальная поверхность самой яркой полной Луны, возможно, не намного ярче улиц Лондона в ясный солнечный день. Для доказательства того, что свет Луны — это всего лишь солнечный свет, достаточно одного простого наблюдения: посмотрите на Луну утром при дневном свете и сравните её с облаками. Яркость Луны и облаков прямо сопоставима, и тогда легко понять, как Солнце, освещающее облака, освещает и Луну. Была предпринята попытка дать сравнительную оценку яркости Солнца и полной Луны. Если бы одновременно светили 600 000 полных Лун, их совокупная яркость была бы равна яркости Солнца.

Прекрасный полумесяц Луны стал темой для многих поэтов. Действительно, если можно так сказать, кажется, что некоторые поэты забыли, что Луну не видно каждую ночь. Поэтическое описание

Вечер почти всегда ассоциируется с появлением Луны в том или ином фазе. Можно привести один заметный пример: поэт, описывая историческое событие, вложил в изысканные стихи утверждение, которое не может быть верным. Каждый ребенок, говорящий на нашем языке, учится, что похороны сэра Джона Мура состоялись «под туманным светом борющихся лучей Луны». В этом утверждении есть детали, кажущиеся правдивыми. Мы не склонны сомневаться в том, что ночью был туман, и в том, что лучам Луны приходилось бороться, чтобы стать видимыми; речь идет о гораздо более фундаментальном вопросе. Мы не знаем, кто первым задал вопрос о том, светила ли вообще Луна в тот памятный день, но как только этот вопрос был задан, «Морской альманах» сразу же дает ответ. Из него мы узнаем — на языке, чья достоверность является единственным основанием для того, чтобы считать его поэзией — что в час ночи в день битвы при Корунне (16 января 1809 года) Луна была новой. Баллада, очевидно, подразумевает, что похороны состоялись в ночь после битвы. Следовательно, мы можем быть уверены, что Луна вряд ли могла быть уже дневной в тот момент, когда героя опускали в могилу. Но в таком случае Луна практически невидима и не излучает никаких заметных лучей, ни в туманную, ни в любую другую погоду. Более того, если похороны происходили «в глубокую ночь», как утверждает поэт, то в тот момент Луна, должно быть, находилась далеко за горизонтом.[6]

Упоминая этот и подобные примеры, мистер Насмит дает совет авторам или художникам, которые хотят включить Луну в свою картину, не зная на самом деле, действительно ли там присутствовал наш спутник. Он советует им следовать примеру Боттома из «Сна в летнюю ночь» и обращаться к «календарю, календарю! Посмотрите в альманах; выясните, светит ли Луна, выясните!»

Среди бесчисленного множества небесных тел — Солнца, Луны, планет и звезд — наш спутник обладает особым преимуществом перед остальными…

Обратите внимание: Луна — наш ближайший постоянный сосед. Возможно, что кометы время от времени могут приближаться к Земле ближе, чем Луна, но за исключением этого все другие небесные тела находятся от нас во много сотен, тысяч или даже миллионов раз дальше, чем Луна.

Следует также отметить, что Луна является одним из самых маленьких видимых объектов в небесах. Каждая из тысяч звезд, которые можно увидеть невооруженным глазом, гораздо больше по размеру, чем наш спутник. Сияние и кажущиеся огромные размеры Луны обусловлены тем, что она находится на расстоянии всего 240 000 миль, что по сравнению с расстояниями между Землей и звездами является практически незамеримо малым расстоянием.

На рисунке 23 показаны относительные размеры Земли и её спутника. Малый шарик представляет Луну, а более крупный — Землю. Если измерить фактические диаметры этих двух шариков, мы обнаружим, что диаметр Земли составляет 7 918 миль, а диаметр Луны — 2 160 миль; следовательно, диаметр Земли почти в четыре раза превышает диаметр Луны. Если бы Землю разрезали на пятьдесят одинаковых по размеру частей, то одна из этих частей, сформированная в шар, имела бы размеры Луны. Площадь поверхности Луны равна примерно тринадцатой части площади поверхности Земли.

Полушарие Земли, обращённое к нам, занимает площадь, равную примерно одной двадцать седьмой части площади Земли. Это, говоря приблизительно, в два раза больше, чем площадь самого континента Европа. Однако средняя плотность материалов Земли значительно выше, чем у материалов Луны. Чтобы придать Земле такую же массу, потребовалось бы более восьмидесяти шаров, каждый из которых имел бы массу Луны.

Среди всех изменений, которые демонстрирует Луна, один факт выделяется особенно ярко. Будь то новолуние или полнолуние, первая или последняя фаза, находится ли Луна высоко в небе или низко у горизонта, происходит ли её затмение Солнцем или Солнце затмевается Луной, её видимый размер остаётся почти неизменным. Можно выразить это численно: шар диаметром в один фут на расстоянии 111 футов от наблюдателя в обычных условиях будет вполне достаточен, чтобы полностью скрыть диск Луны; однако иногда его придётся подвести на расстояние всего 103 фута, а иногда — отодвинуть до 118 футов, чтобы Луна была полностью скрыта. Луна редко достигает своих крайних положений, поэтому расстояние от глаза до шара, необходимое для его полного покрытия Луны, обычно составляет более 105 футов и менее 117 футов. Эти колебания видимого размера Луны настолько незначительны, что при первом взгляде на этот феномен их можно упустить. Легко понять, что видимый размер Луны должен быть связан с её реальным расстоянием от Земли. Допустим, в качестве иллюстрации, что Луна удаляется в космос — её размер будет казаться уменьшающимся, и задолго до того, как она достигнет расстояния даже до ближайших других небесных тел, она уже станет совершенно незаметной. С другой стороны, если Луна приблизится к Земле, её видимый размер будет постепенно увеличиваться, пока, находясь рядом с нашей планетой, она не покажется огромным континентом, простирającимся по небу. Поскольку видимый размер Луны остаётся почти постоянным, мы делаем вывод, что среднее расстояние до неё также почти постоянно. Среднее значение этого расстояния составляет 239 000 миль. В редких

В зависимости от обстоятельств она может приближаться на расстояние чуть более 221 000 миль или удаляться на расстояние почти не меньшее 253 000 миль, но обычные колебания не превышают примерно 13 000 миль в любую сторону от среднего значения.

Из постоянных изменений Луны мы понимаем, что она находится в постоянном движении, и теперь мы также видим, что какими бы ни были эти движения, Земля и Луна в настоящее время должны находиться на расстоянии, практически не отличающемся друг от друга. Если добавить к этому, что траектория движения Луны по небу лежит почти в одной плоскости, то мы вынуждены прийти к выводу, что наш спутник вращается по почти круговой траектории вокруг Земли, находящейся в центре. Действительно, можно показать, что постоянное расстояние между двумя телами является необходимым условием для вращения Луны вокруг Земли. Притяжение между Луной и Землей стремится сблизить эти два тела. Единственный способ постоянно избегать такой катастрофы — это заставить спутник двигаться так, как мы действительно наблюдаем. Притяжение между Землей и Луной все еще существует, но его действие теперь проявляется не в сближении Луны с Землей. Теперь притяжение должно приложить всю свою силу, чтобы удерживать Луну на ее круговой траектории; если бы притяжение прекратилось, Луна начала бы движение по прямой линии и удалялась бы, чтобы уже никогда не вернуться.

Рис. 24. — Траектория движения Луны вокруг Солнца.

Факт вращения Луны вокруг Земли легко подтверждается наблюдениями за звездами. Восход и закат нашего спутника, конечно же, обусловлены вращением Земли, и это кажущееся суточное движение Луна имеет общее с Солнцем и звездами. Она будет…

Однако следует отметить, что Луна постоянно меняет свое положение среди звезд. У внимательного наблюдателя без помощи телескопа даже за одну ночь будет заметно ее смещение. Луна совершает один оборот вокруг Земли за 27,3 дня.

Рис. 25. Фазы Луны.

На рис. 24 показаны относительные положения Земли, Солнца и Луны, но следует иметь в виду, что для удобства иллюстрации нам пришлось изобразить орбиту Луны в гораздо большем масштабе, чем это целесообразно по сравнению с расстоянием до Солнца. Та половина Луны, которая обращена к Солнцу, ярко освещается, и в зависимости от того, сколько мы видим из этой ярко освещенной половины, мы говорим, что Луна более или менее полная; различные «фазы» видны в порядке, указанном числами на рис. 25. Новички иногда испытывают значительные трудности с пониманием того, как свет на полной Луне ночью может исходить от Солнца. «Разве не мешает Земля? — спрашивают они. — Разве она не должна перекрывать солнечный свет от всех объектов, находящихся по другую сторону Земли от Солнца?» Изучение рис. 24 прояснит эту сложность. Плоскость, в которой вращается Луна, не совпадает с плоскостью, в которой Земля вращается вокруг Солнца. Линия, на которой плоскость движения Земли пересекается с плоскостью движения Луны, делит ее траекторию на два полукруга. Необходимо представить себе, что траектория Луны слегка наклонена, так что верхний полукруг находится немного выше плоскости бумаги, а другой — ниже. Следовательно, когда Луна находится в положении, обозначенном как «полная», при условиях, показанных на рисунке, она будет прямо над линией, соединяющей Землю и Солнце; тогда солнечный свет сможет пройти через Землю к Луне, и Луна будет…

Луна освещается. Во время новолуния она находится под линией, соединяющей Землю и Солнце.

По мере изменения относительного положения Земли и Солнца дважды за каждый оборот Солнце попадает в точку пересечения этих двух плоскостей. Если это происходит во время полнолуния, Земля оказывается прямо между Луной и Солнцем; тогда Луна погружается в тень Земли, свет от Солнца блокируется, и мы говорим, что происходит затмение Луны. Иногда Луна лишь частично попадает в тень Земли, в таком случае затмение называется частичным. С другой стороны, когда во время новолуния Солнце находится на линии пересечения, Луна снова оказывается прямо между Землей и Солнцем, и темное тело Луны блокирует свет Солнца, что приводит к солнечному затмению. Обычно при этом закрывается только часть Солнца, что приводит к известному частичному затмению; однако если Луна проходит точно над Солнцем, то возникает один из двух особенно значимых видов затмений. Иногда Луна полностью закрывает Солнце, что создает великолепное зрелище полного затмения, которое рассказывает нам многое о природе Солнца — мы уже упоминали об этом в предыдущей главе. Даже когда Луна находится точно над Солнцем, иногда можно увидеть тонкую полоску света вокруг её края. Это и есть так называемое кольцеобразное затмение.

Примечательно, что иногда Луна способна полностью скрыть Солнце, а в других случаях у неё это не получается. Средний видимый размер Луны почти равен среднему видимому размеру Солнца, но из-за колебаний их расстояний фактический видимый размер обоих тел меняется. Иногда видимый размер Луны превышает размер Солнца; в таком случае прохождение Луны точно над Солнцем приводит к полному затмению. Но бывает и так, что видимый размер Солнца превышает размер Луны, и тогда прохождение Луны точно над Солнцем может привести только к кольцеобразному затмению.

Рис. 26. — Форма земной тени, показывающая полутень, или частично затенённую область. В полутени Луна видна; в тени она почти невидима.

Почти нет более интересных небесных явлений, чем различные проявления затмений. Альманах всегда своевременно сообщает о их наступлении, а самые заметные особенности можно наблюдать без телескопа. При лунном затмении (рис. 26) интересно отмечать момент, когда впервые появляется чёрная тень, наблюдать её постепенное распространение по светлой поверхности Луны, следить за ней, если затмение полное, пока не останется лишь тонкий серпик лунного света, и видеть окончательное исчезновение этого серпика, когда вся Луна погружается в тень. Однако тогда часто наблюдается зрелище огромной красоты: хотя Луна настолько скрыта за Землёй, что ни один прямой луч солнечного света не может достичь её поверхности, мы всё же часто видим, что Луна остаётся видимой и даже сияет медно-красным цветом, настолько ярким, что можно разглядеть некоторые участки её поверхности.

Это освещение Луны даже во время полного затмения обусловлено солнечными лучами, которые едва коснулись края Земли. В результате преломления в атмосфере они изгибаются и направляются внутрь, в тень. Такие лучи проходят через огромную толщину земной атмосферы, и во время этого долгого пути через сотни миль воздуха они приобретают красноватый или медный оттенок. Это свойство нашей атмосферы нам не чуждо: Солнце как на рассвете, так и на закате сияет светом, гораздо более красноватым, чем свет, который оно излучает в полдень. Но на закате или на рассвете лучи, доходящие до наших глаз, должны пройти через гораздо большую толщину атмосферы, чем в полдень, и поэтому атмосфера придаёт им…

Этот красноватый оттенок так характерен для Солнца и зачастую кажется прекрасным. Если рассмотреть спектр Солнца, находящегося близко к горизонту, можно увидеть, что он наполнен многочисленными темными линиями и полосами, расположенными в основном в синей и фиолетовой частях спектра. Это обусловлено усиленной абсорбцией света в атмосфере, что приводит к преобладанию красного света от Солнца в таких условиях. В случае затмения Луны лучи Солнца должны пройти через атмосферу в два с лишним раза дольше, чем при восходе или закате Солнца; это и объясняет красноватое сияние затменной Луны.

Альманахи содержат подробные сведения о каждом затмении, происходящем в тот или иной год. Эти прогнозы надежны, поскольку астрономы уже много веков внимательно наблюдают за Луной и на основе этих наблюдений узнали не только о ее текущем движении, но и о том, как она будет двигаться в будущем. Фактические расчеты настолько сложны, что мы не можем здесь их обсуждать. Однако существует один основополагающий принцип, связанный с затмениями, который настолько прост, что стоит на него обратить внимание. Затмения, происходящие в этом году, не имеют очевидной связи с затмениями прошлого года или с теми, что произойдут в следующем году. Однако, если рассмотреть последовательность этих явлений в более широком контексте, становится очевиден определенный принцип. Если отследить все затмения за период в восемнадцать или девятнадцать лет, то можно с высокой степенью точности предсказать все будущие затмения на многие годы вперед. Достаточно лишь помнить, что через 6 585 1/3 дней после одного затмения следует почти такое же затмение. Например, красивое затмение Луны произошло 5 декабря 1881 года. Если отсчитать 6 585 дней от этой даты, то есть восемнадцать лет и одиннадцать дней, получится 24 ноября 1863 года — в тот день также произошло похожее затмение Луны. Кроме того, в 1881 году было четыре затмения. Если к дате каждого из них добавить 6 585 1/3 дней, получатся даты всех четырех затмений в 1899 году. Именно этот принцип позволил древним астрономам предсказывать повторение затмений в то время, когда движение Луны не было изучено так хорошо, как сейчас.

Во время длительного путешествия, а возможно, и в критических ситуациях Луна часто предоставляет моряку неоценимую информацию. Чтобы управлять кораблем, например, из Ливерпуля в Китай, капитану необходимо регулярно определять точное местоположение своего судна. Если бы он не мог этого делать, он никогда бы не смог найти дорогу сквозь бескрайний океан. Наблюдения за Солнцем позволяют ему узнать свою широту и местное время, но капитану также необходимо знать время по Гринвичу, прежде чем он сможет указать на точку на карте и сказать: «Мой корабль находится здесь». Для определения времени по Гринвичу на корабле находится хронометр, который тщательно калибруется перед отплытием; в качестве предосторожности обычно используются два-три хронометра, чтобы избежать риска ошибок. Неизвестная ошибка в одну минуту в работе хронометра может привести к тому, что корабль сместится на пятнадцать миль от правильного курса.

ЛИСТ VI.
КАРТА ПОВЕРХНОСТИ ЛУНЫ.

Рис. 27. — Покажчик к карте Луны (плита VI).

Важно иметь средства для проверки хронометров во время плавания; было бы очень удобно, если бы каждый капитан мог по желанию обращаться к надежному эталону времени по Гринвичу. Нам нужны часы по Гринвичу, которые были бы видны со всей планеты. Такие часы существуют; и, как и любые другие часы, они имеют циферблат с определенными отметками и стрелку, движущуюся по этому циферблату. Огромные часы в Вестминстере кажутся незначительными по сравнению с величественными часами, которые использует капитан для настройки своего хронометра. Циферблат этих потрясающих часов представляет собой небесную сферу. Цифры, выгравированные на циферблате обычных часов, заменяются мерцающими звездами; а стрелка, движущаяся по циферблату, — это сама прекрасная Луна. Когда капитан хочет проверить свой хронометр, он измеряет…

Расстояние Луны от ближайшей звезды. Например, он может увидеть, что Луна находится в трех градусах от звезды Регул. В Морском альманахе он находит время по Гринвичу, когда Луна была в трех градусах от Регула. Сравнив это с показаниями хронометра, он определяет необходимую коррекцию.

Существует один широко распространенный миф о Луне, который следует считать необоснованным. Идея о том, что наш спутник имеет какую-то связь с погодой, безусловно, возникала у высокопоставленных авторитетов и, по-видимому, является частью верований многих опытных мореплавателей. Однако тщательное сравнение состояния погоды и фаз Луны полностью опровергло представление о существовании подобной связи.

Мы часто замечаем большие пустые участки на картах Африки и Австралии, что указывает на наше незнание частей внутренних районов этих огромных континентов. На карте Луны таких пустых участков нет. Астрономы знают поверхность Луны лучше, чем географы — внутренние районы Африки. Каждый участок на поверхности Луны, размером с английскую приходскую территорию, уже нанесен на карту, а все наиболее значимые объекты получили названия.

Общая карта Луны показана на рисунке VI. Она основана на изображениях, полученных с помощью небольших телескопов, и дает полный обзор той стороны нашего спутника, которая обращена к нам. Луна изображена такой, какой она видна в астрономическом телескопе, который переворачивает всё вверх ногами, так что юг находится сверху, а север — снизу (чтобы объекты были видны вертикально, в окуляре телескопа требуется дополнительная пара линз, но это уменьшает количество света, попадающего в глаз, поэтому в астрономических телескопах от них отказываются). На карте мы можем увидеть некоторые характерные особенности лунного пейзажа. Те темные области, которые так заметны на обычной полной Луне, легко различимы на карте. До появления телескопов астрономы считали их морями, и действительно, название «Mare» до сих пор используется, хотя очевидно, что в настоящее время в них нет воды.

На карте также показаны определенные гребни или возвышенности, и при измерении этих объектов мы понимаем, что это, должно быть, огромные горные хребты. Но самыми примечательными объектами на Луне являются те кольцевидные структуры, которые многочисленно расположены по ее поверхности. Их называют лунными кратерами.

Для удобства обращения к основным интересным объектам мы подготовили указательную карту (рис. 27), которая поможет узнать названия различных объектов, изображенных на карте. Так называемые «моря» обозначены заглавными буквами: A — это Mare Crisium, а H — Oceanus Procellarum. Горные хребты обозначены маленькими буквами; например, буква a на указателе соответствует местоположению так называемых Кавказских гор, а Апеннинские горы обозначены буквой c. Многочисленные кратеры отмечены цифрами; например, объект на карте, соответствующий цифре 20 на указателе, — это кратер под названием Птолемей.

A. Mare Crisium.
B. Mare Fœcunditatis.
C. Mare Tranquillitatis.
D. Mare Serenitatis.
E. Mare Imbrium.
F. Sinus Iridum.
G. Mare Vaporum.
H. Oceanus Procellarum.
I. Mare Humorum.
J. Mare Nubium.
K. Mare Nectaris.

a. Кавказские горы.
b. Альпы.
c. Апеннинские горы.
d. Карпаты.
f. Кордильеры и горы Д’Аламбера.
g. Горы Рук.

h. Горы Дёрфель.
i. Горы Лейбниц.

1. Посидоний.
2. Линней.
3. Аристотель.
4. Большая долина Альп.
5. Аристилл.
6. Автолик.
7. Архимед.
8. Платон.
9. Эратосфен.
10. Коперник.
11. Кеплер.
12. Аристарх.
13. Гримальди.
14. Гассенди.
15. Шиккард.
16. Варгентин.
17. Клавиус.
18. Тихо Браге.
19. Альфонсус.
20. Птолемей.
21. Катарина.
22. Кирилл.
23. Феофил.
24. Петавий.
25. Гигин.
26. Триснеккер.

В каждом географическом атласе есть карта, показывающая два полушария Земли — восточное и западное. Что касается Луны, то мы можем предоставить только карту одного полушария, и это по простой причине: Луна…

Луна всегда поворачивает к нам ту же сторону, поэтому мы никогда не можем увидеть её другую сторону. Это обусловлено интересным фактом: Луне требуется ровно столько же времени, чтобы совершить один оборот вокруг своей оси, сколько и времени, необходимого ей для одного оборота вокруг Земли. Однако вращение происходит с постоянной скоростью, в то время как Луна движется по своей орбите не с совершенно постоянной скоростью (см. главу IV). В результате мы иногда можем увидеть небольшой участок восточного края Луны, а затем — аналогичный участок западного края, словно Луна очень мягко качает перед нами головой. Но эта либрация позволяет нам рассмотреть лишь незначительную часть дальней стороны Луны.

Лунные объекты хорошо поддаются наблюдению, когда солнечный свет падает на них таким образом, что создаются ярко выраженные контрасты света и тени. Удовлетворительно наблюдать Луну невозможно в полнолуние, поскольку тогда не образуются заметные тени. Самый подходящий момент для наблюдения любого лунного объекта — когда он находится как раз на границе между освещенной и затененной частями, поскольку тогда его особенности проявляются с исключительной четкостью.

На рисунке VII[7] показан лунный пейзаж; объект, изображенный на нем, известен астрономам под названием Триснеккер. Показанный участок представляет собой лишь очень малую часть всей поверхности Луны, однако его фактическая площадь весьма велика — она составляет сотни квадратных миль. На нем видны различные горные хребты, а центральным объектом на картинке является один из тех замечательных лунных кратеров, которые мы так часто встречаем на любом лунном пейзаже. Диаметр этого кратера составляет около двадцати миль; в его центре находится высокая гора, вершина которой освещается восходящим солнцем в той фазе нашего спутника, которая показана на рисунке.

Типичный вид лунного кратера показан на рисунке VIII. Без сомнения, это довольно условный рисунок. Точка обзора, с которой, как предполагается, художник сделал снимок, совершенно недостижима для земных астрономов, тем не менее нет сомнений в том, что это достаточно точное изображение.

Объекты на Луне. Однако следует помнить о масштабах, в которых изображение создано. Огромный кратер, вероятно, имеет ширину в несколько миль, а гора в его центре — высоту в тысячи футов. Даже с помощью лучшего телескопа Луна будет видна так же хорошо, как и невооруженным глазом, если бы она находилась на расстоянии 250 миль, а не 240 000. Поэтому мы не должны ожидать увидеть какие-либо детали на Луне даже с помощью самых совершенных телескопов, если только эти детали не были бы настолько крупными, чтобы быть видимыми с расстояния 250 миль. С такой точки зрения Англия показалась бы лишь цветной точкой по сравнению с общей поверхностью страны.

Однако мы возвращаемся от этого довольно фантастичного изображения к более реалистичному рассмотрению того, что на самом деле позволяет увидеть телескоп. На рисунке IX показан большой кратер Платон, хорошо известный всем, кто пользуется телескопом. Дно этого удивительного объекта почти плоское, а центральная гора, часто встречающаяся в других кратерах, здесь полностью отсутствует. Мы подробнее описываем его в общем списке лунных объектов.

Вершины гор на Луне отбрасывают длинные, четко очерченные тени, отличающиеся острой контрастностью, которой нет у теней земных объектов. Разница между ними обусловлена отсутствием воздуха на Луне. Наша атмосфера рассеивает часть света, что смягчает черноту земных теней и способствует размытию их контуров. На Луне таких факторов нет, и именно острота теней используется при попытках измерения высоты лунных гор.

Часто бывает легко определить высоту церковной колокольни, высокой трубы или любого другого подобного объекта по длине его тени. Самый простой и точный способ — измерить в полдень расстояние от основания объекта до конца тени. Высоту Солнца в полдень в данный день можно узнать из альманаха, после чего высота объекта можно легко рассчитать. Более того, если наблюдения проводить 6 апреля или 6 сентября на или около широты Лондона, то расчеты становятся не нужны.

Длина тени в полдень в любой из указанных дат равна высоте объекта. Летом длина полуденной тени меньше высоты; зимой же длина тени превышает высоту. На рассвете или закате тени, конечно, гораздо длиннее, чем в полдень, и именно такие тени мы наблюдаем на Луне. Необходимые измерения производятся с помощью микрометра — неотъемлемого приспособления к экваториальным телескопам.

Это слово обозначает прибор для измерения малых расстояний. В некотором смысле это название не совсем удачно. Объекты, к которым применяет микрометр астроном, как правило, совсем не малы; они обычно имеют огромные размеры, значительно превышающие размеры Луны или Солнца, или даже всей нашей Солнечной системы. Тем не менее название не совсем неуместно, поскольку, как бы велики ни были эти объекты, из-за огромного расстояния до них они, как правило, кажутся крошечными, даже в телескопе.

Для таких измерений нам нужен прибор, способный обеспечивать высокую точность. Здесь снова приходится обращаться за помощью к «паучьим линиям» — приспособлению, помощь которого мы уже упоминали ранее. В микрометре с параллельными линиями одна из них пересекает их под прямым углом. Одну или обе параллельные линии можно перемещать с помощью винтов, шаг которых был создан с высочайшей точностью. Расстояние, на которое была смещена линия, точно определяется путем подсчета количества оборотов и долей оборота винта. Предположим, сначала две линии совмещаются, а затем раздваиваются до тех пор, пока кажущаяся длина тени горы на Луне не станет равна расстоянию между линиями: тогда мы знаем количество оборотов винта микрометра, соответствующее длине тени. Количество миль на Луне, соответствующее одному обороту винта, было ранее определено по другим наблюдениям, и таким образом можно вычислить длину тени. Также можно определить высоту Солнца, какой она была бы для наблюдателя в этой точке Луны в момент проведения измерений, и на основе этого рассчитать фактическую высоту горы. Путем измерений…

Таким образом можно определить высоты других лунных объектов, таких, например, как высота стены, окружающей равнину с круглыми стенами.

Красота и интерес Луны как объекта для наблюдения в телескоп побуждают нас дать студенту довольно подробное описание её наиболее примечательных особенностей. Большинство объектов, которые мы собираемся описать, можно эффективно увидеть с помощью телескопа средней мощности. Однако следует помнить, что не все из них можно хорошо рассмотреть одновременно. Самой четко видимой областью является граница между светлой и темной зонами. Поэтому студент должен выбирать для наблюдения те объекты, которые в момент наблюдения находятся близко к этой границе.

1. Посидоний. — Диаметр этого большого кратера составляет почти 60 миль. Хотя его окружающая стена относительно тонкая, она настолько четко выражена, что делает этот объект очень заметным. Как это часто бывает с лунными вулканами, дно кратера находится ниже уровня окружающей равнины; в данном случае разница составляет почти 2 500 футов.

2. Линней. — Этот небольшой кратер расположен в Море Спокойствия. Примерно шестьдесят лет назад его диаметр оценивался в 6,5 мили, и он, по-видимому, был достаточно заметен. В 1866 году Шмидт из Афин объявил, что кратер исчез. С тех пор можно было увидеть лишь крайне маленькую неглубокую впадину; в настоящее время сам объект кажется совершенно незначительным. По-видимому, это самый ярко задокументированный случай изменения лунного объекта. Вероятно, стены кратера обрушились внутрь и частично заполнили его, но многие астрономы сомневаются в том, что изменения действительно произошли, поскольку Шрётер, наблюдатель из Ганновера, в конце XVIII века, по-видимому, не видел там никакого заметного кратера, хотя следует признать, что его наблюдения были довольно неполными. Чтобы дать представление о поразительной работоспособности Шмидта в исследованиях Луны, можно отметить, что за шесть лет он сделал почти 57 000 отдельных настроек своего микрометра для измерения высот лунных объектов. Его обширная карта гор на Луне основана на не менее чем 2 731…

Рисунки и наброски, если они учитываются дважды, могли быть использованы для изображения двух частей карты.

3. Аристотель. Имя этого великого философа присвоено большому кратеру диаметром 50 миль; его внутренняя поверхность, хотя и очень холмистая, не имеет явно выраженного центрального конуса. Однако высокие стены кратера, достигающие высоты более 10 500 футов, полностью затеняют его дно, поэтому его особенности невозможно разглядеть.

4. Большая долина Альп. Это удивительно прямая долина шириной от 3,5 до 6 миль, проходящая прямо через лунные Альпы. По мнению Медлера, её глубина составляет не менее 11 500 футов, а длина — более 80 миль. Несколько низких гребней, параллельных стенкам долины, возможно, являются результатом оползней.

5. Аристилл. В благоприятных условиях великий телескоп лорда Росса позволил увидеть, что внешняя поверхность этого великолепного кратера покрыта глубокими расщелинами, исходящими от его центра. Ширина кратера Аристилл составляет около 34 миль, а глубина — 10 000 футов.

6. Автолик — несколько меньше предыдущего кратера; он является его сопутником, что соответствует мнению Медлера о четко определенной связи между лунными кратерами: они часто встречаются парами, причем меньший кратер обычно находится с южной стороны. У края эта закономерность обычно скорее кажущейся, чем реальной, и является лишь результатом укорочения перспективы.

7. Архимед. Эта большая равнина диаметром около 50 миль имеет обширную гладкую внутреннюю поверхность, разделенную неравномерно яркими полосами на семь отдельных зон, простирающихся с востока на запад. Здесь нет центральной горы или других очевидных признаков прошлой активности; однако её нерегулярные стены переходят в резкие башни, а снаружи видны четко выраженные террасы.

ПЛАТО Б.
ЧАСТЬ ЛУНЫ.
(АЛПЫ, АРХИМЕД, АПЕННИНЫ.)
Господа Лёви и Пюизо.

8. Плато. — Мы уже упоминали об этой обширной круглой равнине, которую можно разглядеть даже с самого маленького телескопа. Средняя высота вала на восточной стороне составляет около 3 800 футов; на западной стороне…

Немного ниже, но есть один пик, достигающий высоты почти 7 300 футов. Равнина, окруженная этой огромной стеной, имеет внушительные размеры: это более-менее неправильный круг диаметром около 60 миль, площадь которого составляет 2 700 квадратных миль. На его дне на рисунке IX показаны тени западной стены, а также три из мелких кратеров; обнаружено большое их количество благодаря усердным наблюдателям. Узкая острая линия, идущая от кратера влево, является одной из тех замечательных «трещин», которые простираются по Луне во многих направлениях. Еще одну такую трещину можно увидеть дальше слева. Над Плато расположены несколько отдельных гор; самой высокой из них является Пико, высотой около 8 000 футов. Его длинная и заостренная тень на первый взгляд может навести на мысль о том, что склон горы очень крутой; однако Шмидт, который специально изучал углы наклона лунных склонов, считает, что он не может быть настолько крутым, как многие швейцарские горы, на которые часто поднимаются люди. На дне Плато было тщательно изучено до тридцати мелких кратеров, и мистер У. Х. Пикеринг считает, что можно заметить на них изменения.

9. Эратосфен. Этот глубокий кратер диаметром более 37 миль расположен в конце огромного хребта Апеннин. Вполне вероятно, что когда-то Эратосфен представлял собой вулканический жерло, через которое вырывались огромные силы, поднимавшие относительно безкратерные вершины этих гор.

10. Коперник. Среди всех лунных кратеров это один из самых величественных и известных. Западная часть кратера усеяна бесчисленными мелкими кратериками. В его центре находится многогранный горный пик высотой около 2 400 футов. Есть веские основания полагать, что террасировка, видимая внутри кратера, обусловлена последовательными процессами подъема, частичного замерзания и последующего отступления огромного моря лавы. Во время полнолуния кратер Коперника окружен лучами.

11. Кеплер. Хотя внутренняя глубина этого кратера составляет почти 10 000 футов, его стенки очень низкие; примечательно то, что они покрыты той же сверкающей субстанцией, которая также образует систему ярких лучей, схожих с теми, что окружают предыдущий объект.

12. Аристарх — самый яркий из лунных кратеров; при использовании телескопа небольшой мощности он выглядит особенно четко. Он настолько ярок, что его часто можно было увидеть на темной стороне Луны сразу после новолуния, что породило множество удивительных историй о действующих лунных вулканах. К юго-востоку от него находится ещё один, более маленький кратер — Геродот; к северу от него расположена узкая, глубокая долина шириной не более 2,5 миль, которая образует заметный зигзаг. Это одна из крупнейших лунных «щелей».

13. Гримальди заслуживает внимания как самый темный объект своего размера на Луне. В крайне исключительных обстоятельствах его можно было увидеть невооруженным глазом; поскольку его площадь оценивается примерно в 14 000 квадратных миль, это показывает, насколько мало может разглядеть человек без помощи инструментов на Луне. Однако следует добавить, что Гримальди всегда кажется значительно укороченным.

14. Большой кратер Гассенди часто изучался благодаря его сложной системе «щелей». У его северного края он соединяется с более маленьким, но гораздо более глубоким кратером, который часто заполняется черной тенью после того, как весь дно Гассенди освещается.

15. Шиккард — одна из крупнейших равнин с стенками на Луне; её ширина составляет около 134 миль. На её огромной территории Медлер обнаружил 23 мелких кратера. Что касается этого объекта, то Шакорнак отметил, что из-за кривизны поверхности Луны наблюдатель, находящийся в центре дна, «будет считать себя в бескрайней пустыне», поскольку окружающая стенка, хотя в некоторых местах достигает высоты почти 10 000 футов, полностью будет находиться ниже его горизонта.

16. Рядом с вышеупомянутым кратером находится Варгентин. Нет сомнений в том, что это действительно огромный кратер, почти полностью заполненный застывшей лавой, поскольку склоны внутрь практически отсутствуют.

17. Клавий. Недалеко от 60-й параллели южной широты Луны расположен этот огромный кратер; его площадь составляет не менее 16 500 квадратных миль. И внутри него, и на его стенках имеется множество вершин и второстепенных кратеров. Телескопическое наблюдение восхода солнца на поверхности Клавия действительно заслуживает внимания.

Горы Медлер невообразимо великолепны. Один из пиков достигает высоты 24 000 футов над дном одного из кратеров. Медлер даже высказал мнение, что в этой дикой местности существуют кратеры настолько глубокие, что ни один луч солнечного света не проникает в их самые глубокие части; в качестве компенсации же существуют пики, вершины которых имеют среднюю продолжительность дня почти в два раза большую, чем ночь.

18. Если смотреть на полную Луну через оптический телескоп или любой небольшой ручной телескоп, сразу можно заметить один кратер, который выделяется среди всех остальных благодаря ярким лучам или полосам, исходящим от него. Это величественный кратер Тихо — его глубина составляет 17 000 футов, а диаметр — 50 миль (иллюстрация X). В центре его дна возвышается пик высотой 6 000 футов; внутренние склоны кратера усеяны рядами террас. Но больше всего нас поражают эти таинственные яркие лучи. Когда солнце восходит над кратером Тихо, эти полосы становятся совершенно невидимыми; более того, весь объект в такое время настолько тускл, что для его распознавания среди окружающих гор требуется опытный взгляд. Но как только солнце поднимается на высоту примерно 30° над горизонтом, лучи выходят из своей невидимости и постепенно становятся все ярче, пока Луна не становится полной — тогда они представляют собой самые заметные объекты на ее поверхности. Их длина варьируется от нескольких сотен миль до двух, а в одном случае — почти трех тысяч миль. Они простираются как по обширным равнинам, так и в самые глубокие кратеры или над самыми высокими горными вершинами. Мы не знаем ничего на Земле, с чем их можно было бы сравнить. Поскольку эти лучи видны только во время полнолуния, их видимость очевидно зависит от того, насколько близко свет падает по линии видимости, совершенно независимо от наклона поверхностей — гор или долин, на которых они проявляются. Следовательно, каждая небольшая часть поверхности этих лучей должна иметь такую форму, которая будет симметричной для наблюдателя, независимо от точки, с которой он смотрит. Только сфера, по-видимому, соответствует этому условию; поэтому профессор Копеланд предполагает, что материал, составляющий поверхность этих лучей, должен состоять из большого количества более-менее полностью сферических гранул. Эти лучи, должно быть, представляют собой части лунной поверхности, покрытые впадинами.

с крошечными полостями сферической формы или покрытыми множеством крошечных прозрачных сфер.[8]

Вблизи центра диска Луны находится ряд тонких кольцевых равнин, полностью видимых нам при любом освещении. Среди них можно выделить две — Альфонсус (19); дно этого кратера отличается наличием двух ярких и нескольких темных пятен, которые невозможно объяснить как неравномерности поверхности. Еще один такой кратер — Птолемей (20). Помимо нескольких небольших замкнутых кратеров, его дно пересекают многочисленные низкие гребни, видимые при восходе или закате солнца.

21, 22, 23. Когда Луна имеет возраст пять-шесть дней, эта красивая группа из трех кратеров находится в благоприятном положении для наблюдения. Они называются Катарина, Кирилл и Теофил. Катарина, расположенная самой южной, имеет глубину более 16 000 футов; она соединена с Кириллом широкой долиной. Между Кириллом и Теофилом такого соединения нет. Кажется, что огромные окружающие Кирилла стены, высотой с Монблан, были полностью сформированы еще до того, как вулканические силы начали формировать Теофила; стены последнего значительно захватывают территорию своего более старого соседа. Теофил представляет собой четко очерченный круглый кратер диаметром около 64 миль; его внутренняя глубина составляет от 14 000 до 18 000 футов, а на дне находится красивая группа гор высотой в одну треть от высоты самого кратера. Хотя Теофил является самым глубоким кратером на Луне, он почти не подвергся деформации в результате вторичных извержений. В то же время дно и стены Катарины покрыты целыми рядами кратеров меньших размеров, которые разрушали друг друга. Весной, когда Луна находится немного перед первой четвертью, эту группу «вымерших» вулканов можно хорошо рассмотреть в удобное вечернее время.

ЛИСТ VII.
ТРИЗНЕККЕР.
(По Нэсмиту.)

24. Петавий примечателен не только своими огромными размерами, но и редкой особенностью — наличием двойных стенок. Он хорошо виден сразу после новолуния или сразу после полнолуния, но полностью исчезает, когда Солнце находится на высоте более 45° над горизонтом. Дно кратера имеет выраженную выпуклую форму; в его центре расположена группа холмов, разделенных глубокой трещиной.

25. Гигин — это небольшой кратер, расположенный недалеко от центра лунного диска. Через него проходит одна из крупнейших лунных расщелин; при этом расщелина делает резкий поворот.

26. Триснеккер. Этот прекрасный кратер уже описывался ранее, но на него снова обращают внимание, чтобы подчеркнуть сложную систему расщелин, хорошо видимую на рисунке VII. То, что эти расщелины представляют собой впадины, ясно видно по теням внутри них. Их края часто заметно приподняты; по-видимому, это трещины на поверхности Луны.

Среди различных «гор», которые иногда видны как выступы на самом краю Луны, те, что названы в честь Лейбница, по-видимому, являются самыми высокими. Шмидт определил высоту самой высокой вершины в более чем 41 900 футов над соседней долиной. Сравнивая эти высоты с высотами гор на Земле, необходимо к высоте суши добавить глубину моря. Если считать таким образом, то наши самые высокие горы все равно выше любых известных нам гор на Луне.

Теперь нам следует обсудить важный вопрос о происхождении этих удивительных образований на поверхности Луны. С самого начала следует признать, что наши доказательства по этому вопросу являются лишь косвенными. Чтобы с уверенностью утверждать вулканическое происхождение этих кратеров, казалось бы, необходимо было бы наблюдать вулканические извержения на Луне и видеть, как они приводят к образованию известных кольцевидных структур, с горой в центре или без нее. Утверждать, что ничего подобного никогда не наблюдалось, было бы слишком категоричным заявлением. В некоторых случаях внимательные наблюдатели сообщали о возникновении незначительных местных изменений.

Луна. Как мы уже отмечали, кратер под названием Линней, размеры которого, без сомнения, впечатляют для обитателя Луны, но представляют собой совершенно незначительный объект в телескопе, предположительно претерпел какие-то изменения. В другом случае считалось, что рядом с хорошо известным объектом под названием Гигинус появился крошечный кратер. Одного лишь перечисления таких примеров достаточно, чтобы подчеркнуть, что в настоящее время не существует значимых факторов, способных нарушать спокойствие поверхности Луны. Даже если бы эти незначительные случаи предполагаемых изменений действительно были подтверждены — а это, возможно, уже слишком далеко для многих астрономов — они всё равно остаются незначительными по сравнению с мощными явлениями, которые привели к образованию многочисленных больших кратеров, покрывающих столь большую часть поверхности Луны.

Мы неизбежно приходим к выводу, что наш спутник когда-то обладал гораздо более высокой активностью, чем проявляет её сейчас. Мы также можем дать разумное, или, по крайней мере, правдоподобное, объяснение прекращению этой активности в последние времена. Давайте взглянем на два других тела нашей системы — Землю и Солнце — и сравним их с Луной. Из этих трех тел Солнце значительно самое большое, в то время как Луна гораздо меньше Земли. Мы также видели, что, хотя у Солнца, несомненно, очень высокая температура, оно постепенно теряет своё тепло. Поверхность Земли, состоящая из твёрдых пород и глины или в значительной степени покрытая обширными океанами, имеет лишь немногие очевидные следы высокой температуры. Тем не менее, судя по обычным вулканическим явлениям, внутри Земли всё ещё сохраняется температура, достаточная для инцандescенции.

Большое тело, нагретое до одинаковой температуры, охлаждается дольше, чем маленькое тело. Большая железная заготовка будет охлаждаться днями; маленькая заготовка остынет за несколько часов. Каким бы ни был первоначальный источник тепла в нашей системе — вопрос, который мы сейчас не обсуждаем, — кажется доказанным, что все тела изначально были нагреты и уже на протяжении веков постепенно охлаждаются. Солнце настолько огромно, что у него ещё не было времени охладиться; Земля, имеющая средний размер…

Снаружи Луна стала холодной, однако по-прежнему сохраняет огромные запасы внутреннего тепла; тогда как Луна, самое маленькое из всех небесных тел, потеряла свое тепло настолько, что значимые изменения на ее поверхности больше не могут возникать под действием внутренних процессов.

Поэтому мы вынуждены отнести происхождение лунных кратеров к какой-то древней эпохе в истории Луны. Мы не можем знать точную дату этой эпохи, но разумно предположить, что вулканы Луны существовали очень давно. В то время, когда Луна была достаточно нагрета для возникновения тех процессов, следами которых являются огромные кратеры, Земля, вероятно, также была гораздо теплее, чем сейчас. Когда у Луны было достаточно тепла для активности ее вулканов, на Земле, вероятно, было настолько жарко, что жизнь на ее поверхности была невозможна. Это предположение указывает на то, что лунные кратеры существуют настолько давно, что их нельзя оценить в терминах веков или тысяч лет, которые достаточны для периодов, связанных с историей человеческих событий. Не кажется невероятным, что с момента формирования огромных кратеров Платона или Коперника до их нынешнего вида могли пройти миллионы лет.

Теперь мы попытаемся объяснить происхождение лунных кратеров. Самыми вероятными объяснениями в этом вопросе кажутся те, которые были предложены мистером Насмитом, хотя следует признать, что его теории далеко не лишены сложностей. Согласно его теории мы можем объяснить, как образовалась стена вокруг лунного кратера и как возникли огромные горы, часто видимые в центре равнины. На рисунке 28 показано условное изображение вулканического отверстия на Луне в те времена, когда кратеры были активны. Здесь извержение показано в полной мере своей силы: внутренние силы выбрасывают пепел или камни, которые падают на значительное расстояние от отверстия. Материалы, накопившиеся таким образом, и составляют стену, окружающую кратер.

Второй рисунок (рис. 29) показывает кратер на более позднем этапе его существования. Огромная взрывная сила уже иссякла, и…

Возможно, деятельность вулкана прекращалась на некоторое время. Затем он снова начинает действовать, но на этот раз с лишь небольшой частью своей первоначальной энергии. Из того же отверстия происходит относительно слабый извержение; образуются отложения вокруг самого отверстия, и в центре вырастает гора. Наконец, когда активность утихает и вулкан становится тихим и неподвижным, мы видим свидетельства ранней активности — это стены, окружающие древний кратер, и гора, расположенная в его центре. Ровное дно, которое имеется в некоторых кратерах, вероятно, образовалось в результате вытекания лавы, которая затем затвердела. Во многих случаях происходили и последующие извержения.

Одной из основных трудностей при использовании этого метода для объяснения строения кратеров является огромный размер некоторых из этих образований. На Луне существуют древние вулканы диаметром сорок–пятьдесят миль; более того, есть один хорошо сформированный кольцевой вулкан с горой в центре, диаметр которого составляет не менее семидесяти восьми миль (Петавий). Кажется трудным представить, как конус извержения в центре мог перенести материалы на такое расстояние — тридцать девять миль между центром Петавия и его стенами. Однако объяснение становится проще, если учесть, что сила гравитации на Луне значительно меньше, чем на Земле.

ИЛЛЮСТРАЦИЯ VIII.
НОРМАЛЬНЫЙ ЛУННЫЙ КРАТЕР.

Рис. 28. — Вулкан в процессе деятельности.

Рис. 29. — Дальнейшая слабая активность.
Разве мы уже не видели, что наш спутник настолько меньше Земли, что восемьдесят лун, собранных вместе, не будут весить столько же, сколько Земля? На Земле унция весит унцию, а фунт — фунт; но вес в шесть унций здесь будет равен всего одной унции на Луне, а вес в шесть фунтов здесь будет равен всего одному фунту на Луне. Рабочий, который может нести один мешок кукурузы на Земле, с теми же усилиями сможет нести шесть мешков кукурузы на Луне. Крикетист, который может бросить мяч на расстояние 100 ярдов на Земле, с точно такими же усилиями сможет бросить тот же мяч на расстояние 600 ярдов на Луне. Хиаватха мог бы выпустить десять стрел подряд в воздух, прежде чем первая из них достигнет земли; на Луне он мог бы выпустить все стрелы из своего колчана. Вулкан, который на Луне выбрасывает проектилы на расстояние тридцати девяти миль, должен обладать лишь такой же взрывной силой, какая была бы достаточна для того, чтобы проектилы полетели на расстояние шести–семи миль на Земле. Современная пушка, правильно установленная, с легкостью сможет совершить такое достижение.

Рис. 30. — Формирование ровных поверхностей лавой.

Следует также иметь в виду, что на Луне существует бесчисленное множество кратеров одного и того же типа, но самых разных размеров: от крошечных объектов диаметром два-три мили до огромного кратера Петавийуса, о котором только что шла речь. Что касается меньших кратеров, то приписать им вулканическое происхождение не составляет особой сложности; поскольку переход от самых маленьких к самым большим кратерам является непрерывным, вполне разумно предположить, что даже самые крупные кратеры образовались таким же образом.

Однако следует отметить, что некоторые лунные образования могут объясняться воздействием извне, а не изнутри. Г-н Г.К. Гилберт приводит доказательства в поддержку мнения о том, что лунные формы образовались в результате столкновений тел, падающих на Луну. Согласно этой точке зрения, Море Дождей было местом столкновения, в результате которого возникла окружающая его лунная местность. Г-н Гилберт объясняет наличие борозд как следствие действия мощных проектилов, движущихся с такой скоростью, как у метеоров.

Лунные ландшафты чрезвычайно странны и суровы. Они всегда напоминают нам бесплодные пустыни, и невозможно не заметить отсутствие травянистых равнин или зеленых лесов, к которым мы привыкли на нашей планете. В некоторых отношениях условия на Луне не сильно отличаются от условий на Земле. Как и на Земле, на Луне существует приятная смена дня и ночи, хотя день на Луне длится двадцать девять наших дней, а ночь — двадцать девять наших ночей. Нас согревают лучи Солнца; так же обстоит дело и с Луной; но, как бы то ни было…

При высоких температурах в длинные лунные дни, кажется неизбежным, что холод лунных ночей будет превосходить тот, который царит в самых суровых регионах нашей Земли. Количество тепла, излучаемого Луной, исследовалось лордом Россом, а в более позднее время — профессором Лэнгли. Хотя каждая точка на поверхности Луны находится под солнечным светом в течение двух недель без перерыва, фактическая температура почвы не может быть высокой. У Луны, в отличие от Земли, нет теплого «покрывала» в виде атмосферы, которая могла бы удерживать и накапливать полученное тепло.

Даже наши самые большие телескопы не могут напрямую показать, возможна ли жизнь на Луне. На лунных горах могут расти гигантские деревья, подобные тем, что растут в Калифорнии, а на равнинах — слоны, но наши телескопы не смогут их увидеть. Самый маленький объект, который мы можем разглядеть на Луне, должен быть примерно размером с крупный собор; следовательно, организмы, размеры которых сопоставимы с размерами тех, что нам знакомы, если бы они существовали, не смогли бы стать видимыми через телескоп.

Поэтому нам приходится опираться на косвенные доказательства того, возможна ли жизнь на Луне. Можно сразу сказать, что астрономы считают, что жизнь в том виде, в котором мы её знаем, там не может существовать. Среди необходимых условий для жизни вода является одним из первых. Если рассмотреть все формы растительной жизни — от лишайников, растущих на скалах, до гигантских деревьев в лесах — мы обнаружим, что вещество всех растений содержит воду и не может существовать без неё. Вода также необходима для существования животной жизни. Без этого элемента вся органическая жизнь, включая жизнь человека, становится немыслимой.

Следовательно, если на Луне нет воды, мы вынуждены будем заключить, что жизнь в том виде, в котором мы её знаем, там невозможна. Если бы кто-то, находящийся на Луне, смотрел на Землю через телескоп, смог бы он увидеть здесь воду? Без сомнения, смог бы. Он увидел бы облака и заметил бы их постоянные изменения, и одни только облака стали бы почти неопровержимым доказательством наличия воды. Астроном на Луне…

С Луны наши океаны также казались бы окрашенными поверхностями, сильно контрастирующими с сушей; возможно, там часто можно было бы увидеть отражение Солнца в виде яркой звезды на какой-нибудь гладкой части моря. Ведь более половины нашей планеты покрыта океанами, а большая часть оставшейся территории скрыта облаками. Поэтому лунный астроном, наблюдая за Землёй, часто видел бы лишь воду в той или иной форме. Весьма вероятно, он пришёл бы к выводу, что наша планета подходит лишь в качестве места обитания пресмыкающихся животных.

Но когда мы смотрим на Луну через телескопы, мы не видим никаких прямых доказательств наличия воды. При внимательном рассмотрении оказывается, что так называемые лунные моря — это пустыни, покрытые мелкими кратерами и скалами. Телескоп не выявляет ни морей, ни океанов, ни озёр, ни рек. Великолепие лунного пейзажа также не страдает от облаков на её поверхности. Каждый раз, когда Луна находится над нашим горизонтом, а земные облака отсутствуют, мы можем чётко видеть особенности поверхности нашего спутника. На Луне нет облаков; нет даже туманов или паров, которые неизбежно появляются там, где есть вода. Поэтому астрономы пришли к выводу, что поверхность планеты, вращающейся вокруг Земли, — это безжизненная и безводная пустыня.

Ещё один важный элемент органической жизни также отсутствует на Луне. Наша планета окружена толстым слоем воздуха, находящимся на поверхности и простирающимся над нашими головами на высоту около 200–300 миль. Не нужно говорить, насколько важен воздух для жизни, поэтому мы с интересом рассматриваем вопрос о том, может ли Луна иметь атмосферу. Давайте чётко поймём проблему, которую мы собираемся рассмотреть. Представим, что путешественник отправляется с Земли в путешествие на Луну; по мере продвижения воздух будет постепенно становиться всё более разрежённым, пока, наконец, находясь на расстоянии нескольких сотен миль над поверхностью Земли, он не оставит позади последние следы земной атмосферы. К тому времени, когда он полностью пройдёт через атмосферу, он преодолеет лишь очень малую часть всего пути.

240 000 миль — и всё равно оставалось бы огромное пространство, которое нужно было бы преодолеть, прежде чем достичь Луны. Если бы Луна была окружена атмосферой так же, как Земля, то по мере приближения путешественника к концу пути, когда он оказывался бы в нескольких сотнях миль от поверхности Луны, он снова столкнулся бы с следами атмосферы, плотность которой постепенно увеличивалась бы до тех пор, пока он не достиг бы поверхности Луны. Таким образом, путешественник прошёл бы через один слой воздуха в начале своего пути и через другой в конце, в то время как основная часть пути проходила бы в космосе, ещё более пустом, чем тот, который существует в разряженном резервуаре воздушного насоса.

Так было бы, если бы Луна была покрыта атмосферой, подобной той, что окружает нашу Землю. Но каковы же факты? Приближаясь к Луне, путешественник напрасно искал бы воздух для дыхания, хоть как-то похожий на наш. Возможно, недалеко от поверхности существуют слабые следы какого-то газообразного вещества, окружающего Луну, но это может составлять лишь очень малую долю от обширной атмосферы, которой обладает Земля. Для всех целей дыхания, как мы это понимаем, можно сказать, что на Луне нет воздуха, и житель нашей Земли, попавший туда, неизбежно задохнётся, так же как и в середине космоса.

Однако может возникнуть вопрос: откуда мы это знаем? Разве воздух не прозрачен, и как же тогда можно ожидать, что наши телескопы смогут показать, действительно ли у Луны есть такая оболочка? Мы узнаём о отсутствии атмосферы у нашего спутника с помощью косвенных, но весьма надёжных методов наблюдения. Существует множество аргументов; самым убедительным является тот, который получается при наблюдении так называемой «затменности». Иногда случается, что Луна оказывается прямо между Землёй и звездой, и временное исчезновение последней и есть «затменность». Мы можем наблюдать момент, когда происходит это явление, и обычно обращают внимание на внезапность исчезновения звезды. Если бы Луна была окружена обильной атмосферой, то перемещение этой газовой массы под действием движения Луны привело бы к постепенному исчезновению звезды, без внезапности, характерной для затменности.[9]

Рассмотрим, как можно объяснить отсутствие атмосферы на Луне. Современные исследования показали, что то, что мы называем газом, представляет собой совокупность огромного количества молекул, каждая из которых находится в чрезвычайно быстром движении. Это движение продолжается лишь на короткое расстояние в одном направлении, прежде чем молекула сталкивается с другой молекулой, в результате чего направления и скорости отдельных молекул постоянно меняются. Для каждого газа существует определенная средняя скорость, характерная для его молекул при определенной температуре. Когда несколько газов смешиваются, как, например, кислород и азот в нашей атмосфере, молекулы каждого газа продолжают двигаться со своими характерными скоростями. По нашим оценкам температуры на границе земной атмосферы, можно предположить, что средняя скорость молекул кислорода там составляет примерно четверть мили в секунду. Скорости молекул азота примерно такие же, тогда как средняя скорость молекулы водорода составляет около одной мили в секунду; это, по сути, самая высокая скорость молекул среди всех газов.

ИЛЛЮСТРАЦИЯ IX.
Платон.
(по Нэсмиту)

Камень, брошенный в воздух, вскоре возвращается на землю. Пуля из ружья, выпущенная вертикально вверх, будет подниматься все выше и выше, пока наконец её движение не прекратится; тогда она начнёт возвращаться и упадёт на землю. Давайте на время предположим, что у нас есть ружьё с бесконечной мощностью и порох с неограниченной силой действия. По мере увеличения количества пороха пуля будет подниматься все выше и выше, и каждый раз ей потребуется больше времени, чтобы вернуться на землю. Падение пули обусловлено притяжением Земли. Гравитация неизбежно действует на проектиль на протяжении всего его пути, постепенно уменьшая его скорость, преодолевая движение вверх и заставляя его падать.

Пуля возвращается обратно. Следует помнить, что эффективность притяжения снижается по мере увеличения высоты. Следовательно, когда тело имеет чрезвычайно большую начальную скорость, в результате чего оно поднимается на огромную высоту, его возвращение замедляется по двум причинам. Во-первых, значительно увеличивается расстояние, которое ему предстоит преодолеть, а во-вторых, снижается эффективность гравитации в процессе его возвращения. Чем больше скорость, тем слабее должна быть способность гравитации вернуть тело обратно. Мы можем представить себе, что скорость может увеличиться до такой степени, при которой гравитация, постоянно уменьшаясь по мере подъема тела, уже не сможет полностью нейтрализовать эту скорость, и тогда возникает случай, когда выпущенное тело так и не возвращается.

Эту логику можно представить в числовой форме и показать, что скорость в шесть–семь миль в секунду, направленная вверх, будет достаточной, чтобы унести тело полностью за пределы земного притяжения. Эта скорость значительно превышает максимальные значения, достижимые нашей артиллерией. Она во много раз превышает скорость выстрела из пушки; даже если бы мы смогли достичь такой скорости, сопротивление воздуха создало бы непреодолимые трудности. Однако такие соображения не влияют на вывод о том, что для каждой планеты существует определенная критическая скорость, соответствующая этому телу и зависящая исключительно от его размера и массы; именно с такой скоростью необходимо запускать снаряд, чтобы притяжение планеты не заставило его вернуться обратно.

Определение этой «критической скорости» для любого небесного тела — дело простого расчета. Чем больше тело, тем, как правило, должна быть начальная скорость, чтобы снаряд мог навсегда покинуть планету, с которой он был выпущен. Как мы уже указывали, на Земле эта скорость составляет около семи миль в секунду. На планете Меркурий — три мили в секунду, на Марсе — три с половиной мили в секунду, на Сатурне — двадцать две мили в секунду, а на Юпитере — тридцать семь миль в секунду; чтобы снаряд смог покинуть Солнце без возможности возвращения, он должен покидать его поверхность со скоростью не менее 391 мили в секунду.

Предположим, что в нашей атмосфере присутствует определённое количество свободного водорода; его молекулы двигались бы с средней скоростью около одной мили в секунду. Иногда, под действием определённых обстоятельств, молекула могла бы достичь скорости, превышающей семь миль в секунду. Если бы это происходило на границах атмосферы, где она избегала столкновений с другими молекулами, такая молекула вылетела бы в космос и не вернулась бы на Землю. В результате постоянного повторения этого процесса на протяжении бесчисленных эпох все молекулы водородного газа покинули бы Землю, и таким образом можно объяснить тот факт, что в атмосфере Земли нет свободного водорода.[10]

Скорости, которые могут достигать молекулы газов, отличных от водорода, слишком малы, чтобы позволить им вырваться из поля притяжения Земли. Поэтому кислород, азот, водяной пар и углекислый газ остаются постоянными компонентами нашего воздуха. С другой стороны, огромная масса Солнца делает «критическую скорость» на его поверхности настолько великой (391 миля в секунду), что даже молекулы водорода не могут её достичь. Следовательно, как мы уже видели, водород является очень важным компонентом атмосферного покрова Солнца.

Если теперь применить этот подход к Луне, то по расчётам критическая скорость составляет всего полторы мили в секунду. Это значительно меньше максимальных скоростей, достижимых молекулами кислорода, азота и других газов. Следовательно, ни один из этих газов не может постоянно оставаться на поверхности такого маленького тела, как Луна, чтобы образовать атмосферу. По-видимому, именно по этой причине на нашем спутнике нет никаких следов какой-либо газовой среды.

Отсутствие воздуха и воды на Луне объясняет её чрезвычайную суровость. Мы знаем, что на Земле действие ветра и дождя, мороза и снега постоянно способствует разрушению гор и сглаживанию их поверхностей. На Луне таких факторов нет. Поверхность Луны сформировала вулканическая деятельность; хотя вулканы уже давно перестали действовать, следы их деятельности всё ещё сохраняются.

Кажется, что сегодня они почти такие же свежие, как и тогда, когда погасли могучие пламена.

«Башни, увенчанные облаками, великолепные дворцы, торжественные храмы» имеют лишь короткий срок существования на земле. Именно непрерывное действие воды и воздуха заставляет их исчезать, словно «непрочная ткань видения». На Луне отсутствуют все эти причины разрушения и увядания; однако, возможно, изменения температуры при переходе от лунного дня к лунной ночи приводят к расширению и сжатию, что может в некоторой степени компенсировать отсутствие более сильных факторов разложения.

Вероятно, здание на Луне останется таким же, каким его оставили строители, век за веком. В окнах не нужно стекла — нет ни ветра, ни дождя, которые могли бы проникнуть внутрь. В комнатах не нужны камины — топливо не может гореть без воздуха. Жители лунного города обнаружат, что пыль не поднимается, запахи не ощущаются, звуки не слышны.

Человек — существо, приспособленное к жизни в весьма ограниченных условиях. Несколько градусов разницы в температуре, небольшие изменения в составе воздуха, точное соответствие пищи потребностям организма — всё это определяет разницу между здоровьем и болезнью, между жизнью и смертью. Глядя за пределы Луны, во всю широту и длину Вселенной, мы видим бесчисленное множество небесных тел с самыми разными температурами и условиями существования. Среди этого огромного количества миров, населяющих космос, есть ли такие, где обитают живые существа? На этот важный вопрос наука не может дать ответа: мы не можем знать. Однако невозможно удержаться от догадок. Мы видим, что наша Земля полна жизни во всех её уголках. Жизнь существует в самых разных условиях, которые только можно себе представить: в жарком климате тропиков и в вечном морозе на полюсах. Жизнь встречается в пещерах, куда никогда не проникает ни луч света. Её также можно найти на глубине океана, при давлении, в тысячи раз превышающем нормальное.

Какими бы ни были внешние обстоятельства, Природа обычно обеспечивает какую-то форму жизни, соответствующую этим обстоятельствам.

Вряд ли среди миллиона планет Вселенной существует хотя бы одна, полностью похожая на нашу Землю — такая же с точки зрения наличия воздуха и воды, размеров и состава. Маловероятно, что человек сможет прожить хотя бы час на какой-либо другой планете Вселенной, кроме Земли, или что дуб сможет выжить там хотя бы один сезон. Люди могут жить на Земле, а дубы — процветать там, потому что строение человека и дуба особенным образом приспособлено к конкретным условиям Земли.

Если бы мы смогли получить более точное представление о некоторых небесных телах, мы, вероятно, обнаружили бы, что и они также полны жизни, но жизни, особенным образом приспособленной к окружающей среде — жизни в странных и необычных формах; жизни, гораздо более странной для нас, чем та, которую Колумб обнаружил в Новом Свете при своем первом прибытии туда. Возможно, это будет жизнь, ещё более странная, чем ту, которую описывал Данте или изображал Доре. Интеллект также может иметь свое место среди этих планет, не менее чем на Земле. Существуют планеты больше и планеты меньше — атмосферы более плотные и атмосферы менее плотные. Самая истинная философия по этому вопросу выражена в словах Теннисона:

«Повторяй в своем уме эту истину:
В бескрайней Вселенной существует бескрайнее все лучшее и бескрайнее все худшее.

Думаешь ли ты, что эта форма надежд и страхов
Не найдет себе равных среди тех сотен миллионов планет?»

ПЛАТА X.
ТИКО И ЕГО ОКРУЖЕНИЕ.
(По Нэсмиту.)

ГЛАВА IV.
СОЛЯРНАЯ СИСТЕМА.
Исключительная важность Солнца и Луны — Путь, который следует избрать — Порядок расстояний — Соседние небесные тела — Как их отличить? — Планеты Венера и Юпитер привлекают внимание своей яркостью — Сириус не является соседним телом — Планеты Сатурн и Меркурий — Тела, видимые только в телескоп — Критерий для определения того, следует ли считать тело соседним — Значение слова «планета» — Уран и Нептун — Кометы — Планеты освещаются Солнцем — Звезды — нет — Земля действительно является планетой — Четыре внутренние планеты: Меркурий, Венера, Земля и Марс — Скорость вращения Земли — Внешние планеты: Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун — Свет и тепло, поступающие к планетам от Солнца — Сравнительный размер планет — Малые планеты — Все планеты вращаются в одном направлении — Солнечная система — Группа островов в космосе.

В двух предыдущих главах этого труда мы старались описать небесные тела в порядке их относительной важности для человечества. Можем ли мы хотя бы на мгновение сомневаться в том, какое из многочисленных тел во Вселенной должно первым привлечь наше внимание? Мы здесь не говорим об интринсической значимости Солнца по сравнению с другими телами или группами тел, расположенными в космосе. Возможно, существуют многочисленные тела, превосходящие Солнце по истинной яркости, объему и массе. Действительно, позже в этом томе мы покажем, что это так; и тогда мы сможем указать истинное положение Солнца среди бесчисленных небесных тел. Но какой бы ни была важность Солнца, рассматриваемого лишь как одно из тел, множество которых существует в космосе, нельзя сомневаться в том, что его влияние на Землю намного превосходит влияние всех остальных тел во Вселенной вместе взятых. Поэтому было естественно — более того, неизбежно — что наше первое исследование небесных тел должно быть направлено на это могущественное тело, являющееся источником нашей жизни.

Также не может быть особых сомнений относительно второго шага, который следует предпринять. Интринсическая важность Луны по сравнению с другими

Небесные тела могут быть небольшими; действительно, как мы увидим позже, их размеры почти бесконечно малы. Но в жизни нашей Земли Луна играла и продолжает играть роль, важность которой уступает лишь роли самого Солнца. Луна находится так близко к нам, что её яркие лучи становятся настолько слабыми, что становятся невидимыми перед бесчисленными небесными телами, размеры и внутренняя сияющая сила которых во много раз превосходят её собственные. Луна также занимает исключительное положение в истории астрономии: закон всемирного тяготения, величайшее открытие, свидетелями которого была наука, был в основном сделан благодаря наблюдениям за Луной. Поэтому было естественно, что одна из первых глав в нашей «Истории небес» будет посвящена небесному телу, интерес к которому настолько близок к интересу к самому Солнцу.

Однако, поскольку Солнце и Луна уже частично описаны (позже нам снова придётся к ним обращаться), естественно колебаться при выборе следующего шага. Убрав эти два великих светила из поля зрения, мы не имеем других небесных тел, обладающих настолько исключительным интересом и значимостью, чтобы чётко определить, какой путь следует выбрать; мы хотим рассказывать историю небес самым естественным образом. Если мы попытаемся описать небесные тела в порядке их фактического размера, наше незнание сразу же сделает эту задачу невыполнимой. Мы даже не можем догадаться, какое небесное тело должно стоять первым в списке. Даже если бы это самое мощное тело находилось в пределах досягаемости наших телескопов (что само по себе крайне маловероятно), у нас не будет ни малейшего представления о том, где искать его в небесах. И даже если бы это было возможно — если бы мы смогли расположить все видимые тела в порядке их размера и сияния — этот подход всё равно был бы непрактичным, поскольку о большинстве из них мы знаем мало или совсем ничего.

Поэтому мы вынуждены использовать другой метод, и самым простым, а также самым естественным будет, насколько это возможно, следовать порядку расстояния до различных тел. Мы уже говорили о Луне как о ближайшем соседе Земли; далее мы рассмотрим некоторые другие небесные тела, которые находятся относительно близко к нам; затем, по мере развития темы, мы будем обсуждать другие объекты.

Дальше, практически до конца этой книги, мы будем рассматривать самые далекие тела во Вселенной, которые телескоп смог нам показать.

Даже после принятия этого принципа наш путь всё ещё не свободен от неоднозначностей. Многие небесные тела находятся в движении, поэтому их относительное расстояние от Земли постоянно меняется; однако это сложность, которая не должна нас задерживать. Мы не будем пытаться строго следовать этому принципу во всех деталях. Достаточно будет сначала описать те крупные тела — их не так уж много — которые, в сравнительном смысле, находятся рядом с нами, хотя и на разном расстоянии; затем мы перейдём к бесчисленным телам, отделённым от нас настолько огромными расстояниями, что воображение не может их представить.

Давайте же осмотрим небо, чтобы найти те сферы, которые находятся рядом с нами. Солнце уже село, луна ещё не взошла; безоблачное небо открывает вид на небо, сверкающее бесчисленными светлыми камнями. Некоторые из них сгруппированы в чётко очерченные созвездия; другие кажутся рассеянными без порядка, с любым уровнем яркости — от самой яркой до самой тусклой точки, которую глаз едва может различить. Среди всего этого множества объектов как нам определить те, что находятся ближе всего к Земле? Посмотрите на запад: там, над местом, где ещё задерживаются лучи уходящего солнца, мы часто видим сияющую прекрасную вечернюю звезду. Это планета Венера — прекрасная сфера, сестра-близнец Земли. Яркость этой планеты, её быстрые изменения как в положении, так и в яркости сразу указывают на то, что она находится гораздо ближе к Земле, чем другие звездоподобные объекты. Это предположение было полностью подтверждено тщательными измерениями, поэтому Венеру следует включить в список тех сфер, которые являются нашими соседями.

Другая заметная планета — почти соперничающая с Венерой по яркости и значительно превосходящая её по великолепию своих размеров и окружения — с древних времён носит величественное имя Юпитер. Бесспорно, Юпитер находится гораздо дальше от нас, чем Венера. Фактически, он всегда находится как минимум в два раза дальше.

Иногда — даже в десять раз больше. Но тем не менее мы должны считать Юпитер одним из наших соседей. По сравнению с множеством звезд, сверкающих на небе, Юпитер можно считать довольно близким к нам объектом. Расстояние до этой великой планеты, конечно, измеряется сотнями миллионов миль; однако, каким бы огромным ни было это расстояние, его придётся умножить на десятки тысяч или сотни тысяч, прежде чем оно станет достаточно велико, чтобы преодолеть бездну, разделяющую Землю и ближайшую к ней звезду.

Венера и Юпитер привлекают наше внимание своей исключительной яркостью. Однако мы ошибёмся, если будем считать, что самые яркие объекты — это те, что находятся ближе всего к Земле. Наблюдатель, не знакомый с астрономией, вполне может указать на Звезду Пса — или Сириус, как её обычно называют астрономы — как на объект, чья исключительная яркость указывает на то, что он является одним из наших соседей. Но это будет ошибкой. Позже у нас будет возможность более подробно рассмотреть этот драгоценный объект на нашем южном небе, и тогда станет ясно, что Сириус — это огромная планета, значительно превосходящая наше Солнце по размеру и яркости, но находящаяся на такой огромной расстоянии от нас, что её ослабленные лучи, достигая Земли, создают у нас впечатление не могущественного Солнца, а лишь яркой звезды.

Принцип отбора, с помощью которого можно определить соседей Земли, будет объяснен позже; пока же достаточно отметить, что наш список сначала пополнится ещё одним уникальным объектом — Сатурном, хотя его яркость значительно уступает яркости Сириуса и некоторых других звезд. Затем мы добавим Марс — объект, который иногда приближается к Земле настолько близко, что светит огненным сиянием, которое вряд ли поможет нам осознать тот факт, что эта планета по своим размерам относится к самым маленьким небесным телам. Помимо упомянутых объектов, древние астрономы обнаружили ещё пятый — Меркурий — планету, которая обычно невидима среди света, окружающего Солнце. Однако Меркурий иногда удаляется на достаточное расстояние от нашего светила, чтобы его можно было увидеть перед рассветом или после заката. Эти пять — Меркурий, Венера,

Марс, Юпитер и Сатурн — таковы планеты, известные с древних времен.

Однако теперь мы можем немного расширить этот список, добавив к нему те тела, которые в новое время были обнаружены как наши соседи. Здесь уже необходимо представить критерий, с помощью которого можно определить, находится ли тело рядом с Землёй или нет. Более яркие планеты можно узнать по постоянному свечению их света в отличие от непрерывного мерцания звёзд. Однако небольшое внимание к любому из перечисленных нами тел покажет более чёткое различие между планетами и звёздами.

Например, наблюдайте Юпитер в ясную ночь, когда небо хорошо видно, и отметьте его положение относительно соседних созвездий — где он находится справа от этой звезды, а где слева от той; прямо между этой парой звёзд или указан напрямую этой звездой. Затем мы отмечаем местоположение Юпитера на небесной карте или делаем набросок звёзд в окрестностях, показывающий положение планеты. Через месяц или два, при повторении наблюдений, местоположение Юпитера снова сравнивают с теми звёздами, по которым оно было определено. Оказывается, что в то время как звёзды сохраняют свои относительные положения, местоположение Юпитера меняется. Поэтому это тело справедливо называется планетой, или странником, потому что оно постоянно перемещается из одной части звёздного неба в другую. По аналогичным сравнениям можно показать, что и другие упомянутые нами тела — Венера и Меркурий, Сатурн и Марс — также являются странниками и принадлежат к той группе небесных тел, что называется планетами. Таким образом, у нас есть простой критерий, с помощью которого легко можно отличить соседей Земли от звёзд. Каждое тело, находящееся рядом с Землёй, является планетой, или странником, и сам факт того, что тело является странником, уже достаточен для того, чтобы доказать, что оно принадлежит к классу, который мы сейчас изучаем.

Имея этот критерий, мы можем сразу же пополнить наш список соседей. Среди множества тел, которые открывает телескоп, мы…

Иногда встречается планета-бродяга. Следовательно, к уже упомянутым пяти планетам необходимо добавить ещё две мощные планеты — Уран и Нептун, что в сумме дает группу из семи великих планет. Ещё большее количество можно вычислить, если учесть в нашем обзоре тела, которые не только кажутся крошечными объектами, видимыми в телескоп, но на самом деле представляют собой небольшие шары по сравнению с огромными размерами Земли. Эти менее крупные планеты, их число превышает четыреста, также являются соседями Земли.

Следует отметить, что в нашу систему также должна быть включена ещё одна категория небесных тел, сильно отличающаяся от планет. Это кометы, и действительно бывает так, что одно из этих блуждающих тел иногда приближается к Земле даже ближе, чем когда-либо приближалась к ней планета. Эти таинственные гости неизбежно привлекут к себе значительное внимание в будущем. А пока мы ограничим своё внимание теми более значительными шарами, большими или малыми, которые всегда называются планетами.

Представьте на мгновение, что вокруг нашего Солнца можно было бы надеть некую непрозрачную оболочку, которая бы погасила все его лучи. Разумеется, очевидным следствием этого стало бы погружение нашей Земли в темноту полуночи. Немного размышлений покажут, что Луна, светясь за счёт отражённых лучей Солнца, стала бы совершенно невидимой. Но будет ли у этого исчезновения солнечного света какой-либо другой эффект? Оказает ли оно влияние на бесчисленные яркие точки, усыпляющие небо в полночь? Такое затемнение Солнца действительно произвело бы поразительный эффект на ночном небе, что можно было бы заметить при небольшом внимании. Звёзды, без сомнения, не показали бы ни малейшего изменения в яркости. Каждая звезда светит собственным светом и не зависит от Солнца. Следовательно, созвездия будут мерцать, как и раньше, но с планетами произойдёт удивительное изменение. Если Солнце будет затемнено, планеты также исчезнут из виду. Таким образом, ночное небо станет свидетелем постепенного исчезновения планет одна за другой, в то время как звёзды останутся неизменными. Может показаться сложным понять, как яркость Венеры или сияние Юпитера обусловлены исключительно лучами, падающими на эти тела от далёкого Солнца. Однако доказательства по этому вопросу однозначны; они будут приведены.

Мы расскажем об этом более подробно, когда будем обсуждать отдельные планеты.

Предположим, что в зимнюю ночь мы смотрим на Юпитер, висящий высоко в небе. Можно утверждать, что поскольку Земля находится между Юпитером и Солнцем, лучи Солнца не могут достигать этой планеты. Возможно, для жителя Земли это вполне разумное мнение, пока он не ознакомится с относительными размерами этих небесных тел и расстояниями между ними. Но для жителя планеты Юпитер вопрос будет выглядеть совершенно иначе. Если спросить такое существо, причиняет ли ему неудобства то, что Земля находится между ним и Солнцем, его ответ будет примерно таким: «Без сомнения, событие, когда Земля проходит между мной и Солнцем, возможно, и оно случалось редко, с большими промежутками времени; но это событие совсем не причиняет никаких неудобств. Вся Земля, которую вы так высоко цените, на самом деле настолько мала, что, когда она проходит перед Солнцем, её можно увидеть лишь как маленькую точку в телескопе, а количество солнечного света, которое она перехватывает, совершенно незначительно».

Тот факт, что планеты светятся благодаря свету Солнца, сразу указывает на их сходство с нашей Землёй. Это побуждает нас рассматривать наше Солнце как центральный яркий шар, связанный с рядом гораздо меньших по размеру тел, каждое из которых, будучи само по себе тёмным, получает свет и тепло от Солнца.

Это действительно стало великим шагом в астрономии, позволившим понять природу Солнечной системы. Открытие того, что наша Земля представляет собой шар, находящийся в космосе в одиночестве, уже само по себе было великим достижением человеческого интеллекта; но когда стало ясно, что этот шар — лишь один из целой группы подобных объектов, некоторые из которых, безусловно, меньше, а другие — гораздо больше, и когда было установлено, что эти тела находятся под верховным контролем Солнца, мы получили серию открытий, которые привели к фундаментальным изменениям в человеческих знаниях.

Таким образом, мы видим, что Солнце является главой огромной «семьи». Члены этой «семьи» зависят от Солнца, а их размеры соответствуют их подчиненному положению. Даже Юпитер, самый крупный член этой «семьи», содержит лишь тысячную долю материала, из которого состоит основная масса Солнца. Однако одна только масса Юпитера превысит суммарную массу всех остальных планет, если их сложить вместе.

Вокруг центрального светила на рисунке 31 мы нарисовали четыре круга пунктирными линиями, которые наглядно показывают орбиты, по которым движутся различные тела. Самая внутренняя из этих орбит представляет собой орбиту планеты Меркурий. Планета движется по этой орбите вокруг Солнца и за 88 дней возвращается в то место, откуда начала свое движение.

Следующая орбита, расположенная дальше от Солнца, принадлежит планете Венера, которую мы уже называли известной Вечерней звездой. Венера проходит один оборот по своей орбите за 225 дней. Еще дальше от Солнца находится орбита еще одной планеты. Размеры этой планеты почти такие же, как у Венеры, поэтому она значительно больше Меркурия. Эта планета совершает один оборот за 365 дней. Этот период нам знаком: это продолжительность года, а планетой является Земля, на которой мы живем. Существует весьма наглядный способ понять, какую дистанцию должна преодолеть Земля в ходе своего ежегодного путешествия. Окружность круга примерно в три с седьмой раза больше его диаметра; если взять расстояние от Земли до центра Солнца равным 92 900 000 миль, то диаметр круга, по которому Земля движется вокруг Солнца, будет составлять 185 800 000 миль, а окружность этого круга — 583 000 000 миль. Земле приходится преодолевать эту дистанцию каждый год. Чтобы вычислить, сколько мы должны пройти каждую секунду, чтобы преодолеть такое большое расстояние за двенадцать месяцев, достаточно провести простое деление. Оказывается, что Земле необходимо преодолевать по 18 миль в секунду; в противном случае она не сможет завершить свое путешествие в отведенное время.

Рис. 31. — Орбиты четырех внутренних планет.
Остановимся на мгновение и подумаем, что на самом деле означает скорость в восемнадцать миль в секунду. Можем ли мы достичь такой огромной скорости? Сравним её с обычными видами быстрого движения. Посмотрите на экспресс-поезд: как он мчится под мостом, а уже через мгновение исчезает из виду! Может ли существовать скорость, превышающая эту? Давайте рассчитаем это числами. Поезд движется со скоростью одна миля в минуту; умножив эту скорость на восемнадцать, получаем восемнадцать миль в минуту, но нам нужно ещё умножить её на шестьдесят, чтобы получить восемнадцать миль в секунду. Скорость экспресс-поезда составляет даже тысячную долю от скорости Земли. Возьмём другой пример. Мы стоим на стрельбище и наблюдаем, как из ружья стреляют по мишени, находящейся на расстоянии 1000 футов; мы видим…

Для преодоления такого расстояния достаточно одной-двух секунд. Земля движется почти в сто раз быстрее пули из ружья.

Рис. 32. — Движение Земли.
Если посмотреть на это с другой точки зрения, огромная скорость Земли не кажется чрезмерной. Земля — это огромный шар; настолько большой, что даже при такой скорости ей требуется почти восемь минут, чтобы преодолеть свой собственный диаметр. Если бы пароходу потребовалось восемь минут, чтобы преодолеть расстояние, равное его собственной длине, его скорость составляла бы менее мили в час. Чтобы проиллюстрировать этот способ рассмотрения вопроса, здесь показано, как движется Земля (рис. 32). Расстояние между центрами этих кругов составляет примерно в шесть раз больше диаметра; следовательно, если считать их представлением Земли, время, необходимое для перехода из одного положения в другое, составляет примерно сорок восемь минут.

За орбитой Земли находится орбита четвертой планеты — Марса, которому для завершения одного оборота вокруг Солнца требуется 687 дней, то есть почти два года. С прибытием к Марсу мы достигаем границы внутренней части Солнечной системы.

Четыре упомянутые нами планеты образуют отдельную группу, отличающуюся своей относительной близостью к Солнцу. Все они являются телами средних размеров. Венера и Земля — это шары примерно одинакового размера. Меркурий и Марс — это более мелкие объекты, которые по объему находятся между Землей и Луной. Четыре планеты, находящиеся ближе всего к Солнцу, значительно уступают по объему и массе гигантским телам нашей системы — величественным группам Юпитера и Сатурна, Урана и Нептуна.

Рис. 33. — Орбиты четырех гигантских планет.

Эти гигантские планеты находятся под влиянием Солнца так же, как и их более мелкие «братья». На диаграмме на этой странице (рис. 33) показаны участки орбит крупных внешних планет. Солнце, как и раньше, находится в центре, но при таком масштабе внутренние планеты находятся слишком близко к Солнцу, поэтому можно изобразить только орбиту Марса. После орбиты Марса следует значительный промежуток, однако он не лишен планетарной активности; затем идут орбиты Юпитера и Сатурна. Далее находится Уран — огромный шар, который едва можно разглядеть без специальных инструментов; и, наконец, всю систему ограничивает орбита Нептуна — планеты, о которой у нас будет замечательная история.

Различные круги на рис. 34 показывают кажущийся размер Солнца, видимый с разных планет. Если взять круг, соответствующий Земле…

Отражает количество тепла и света, которое Земля получает от Солнца; другие круги показывают количество тепла и света, доступных соответствующим планетам. Следующей за Землёй планетой является Марс, доля солнечного излучения, достигающая его, не так уж и мала по сравнению с долей Земли; однако мы не можем понять, как такие отдалённые тела, как Юпитер или Сатурн, могут иметь климат, хотя бы отчасти сопоставимый с климатом планет, находящихся в более благоприятном положении.

Рис. 34. — Сравнительный видимый размер Солнца, видимого с различных планет.
На рис. 35 показана картина всей семьи планет, вращающихся вокруг Солнца; они изображены в одном масштабе, чтобы можно было увидеть их сравнительный размер.

Если судить по объему, Юпитер в 1200 раз превосходит Землю по размерам; чтобы получить шар, равный по размерам шару Юпитера, потребовалось бы сложить вместе как минимум 1200 земных шаров. Если же судить по массе, разница между Землей и Юпитером, хотя и остается огромной, уже не так велика; однако этот вопрос будет рассмотрен более подробно в одной из последующих глав.

Рис. 35. — Сравнительные размеры планет.

Даже в этом предварительном обзоре Солнечной системы мы не должны упускать из виду те планеты, которые привлекают наше внимание не своими размерами, а своим количеством. В обширной зоне, ограниченной с внутренней стороны орбитой Марса и с внешней — орбитой Юпитера, когда-то считалось, что там не вращается ни одна планета. Современные исследования показали, что эта зона населена не одной планетой, а сотнями. Обнаружение этих планет — задача, которую взяли на себя различные усердные астрономы современности, в то время как изучение их движений является задачей для других ученых. Из изучения этих крошечных…

тела, и в особенности с другой маленькой планеты под названием Эрос, которая находится ближе к Земле, чем указанный выше предел. Одна глава будет посвящена этим объектам.

Однако мы пока не собираемся углубляться в простую статистику планетной системы. Если бы это было нашей целью, таблицы в конце тома показали бы, что имеется достаточно материала. Астрономы составили список каждой из планет. Они измерили их расстояния, форму орбит и положение этих орбит, время обращения, а также, в случае всех крупных планет, их размеры и массу. Такие результаты полезны во многих отношениях. Однако в настоящее время наше внимание привлекают более общие аспекты этой науки.

В заключение отметим один-два важных факта, касающихся нашей планетной системы. Мы видели, что все планеты вращаются по почти круговым траекториям вокруг Солнца. Теперь нам следует добавить ещё один очень важный факт: каждая из планет движется в одном и том же направлении. Поэтому одно такое тело может обогнать другое, но никогда не может произойти так, чтобы две планеты прошли мимо друг друга, как поезда на соседних железнодорожных линиях. Впоследствии мы увидим, что всё благополучие нашей системы, более того, её непрерывное существование, зависит от этой поразительной однородности в сочетании с другими особенностями системы.

Такова наша Солнечная система — мощная, организованная группа планет, вращающихся под контролем Солнца и полностью изолированных от любых внешних воздействий. Ни одна звезда, ни один созвездие не оказывают значительного влияния на нашу Солнечную систему. Мы представляем собой небольшую группу островов, отделённых от ближайших звёзд огромными расстояниями. Возможно, поскольку другие звёзды являются солнцами, у них тоже могут быть системы планет, вращающихся вокруг них; но об этом мы ничего не знаем. О звёздах мы можем сказать лишь то, что они кажутся нам точками света, а любые планеты, которые у них могут быть, навсегда останутся для нас невидимыми, даже если они во много раз больше Юпитера.

Нам не стоит сетовать на это ограничение наших возможных знаний, ибо так же, как в Солнечной системе мы находим всё необходимое для удовлетворения наших повседневных физиологических потребностей, так и у нас будет достаточно занятий для тех способностей, которыми мы обладаем, при попытке понять те тайны небес, которые находятся в пределах нашего досягаемого.

ГЛАВА V.
ЗАКОН ГРАВИТАЦИИ.
Гравитация — падение камня на землю — все тела падают одинаково, на шестнадцать футов в секунду — верно ли это на больших высотах? — падение тела на высоте четверти миллиона миль — как Ньютон получил ответ от Луны — его великое открытие — изложение закона гравитации — иллюстрации закона — почему все тела во Вселенной не стремятся друг к другу? — эффект движения — как притяжение может создавать круговую траекторию — общее описание движения Луны — является ли гравитация силой большой интенсивности? — два груза по 50 фунтов — две железные сферы диаметром 53 ярда, расположенные на расстоянии одной мили друг от друга, притягиваются с силой в 1 фунт — характеристики гравитации — орбиты планет не являются строго круговыми — открытия Кеплера — построение эллипса — первый закон Кеплера — движется ли планета равномерно? — закон изменения скорости — второй закон Кеплера — связь между расстояниями и периодами времени — третий закон Кеплера — законы Кеплера и закон гравитации — движение по прямой — тело, не подвергаемое воздействию внешних сил, будет двигаться по прямой линии с постоянной скоростью — применение к Земле и планетам — закон гравитации, выведенный из законов Кеплера — универсальная гравитация.

Наше описание небесных тел должно прерваться на короткое время, пока мы с соответствующей детализацией рассмотрим важный принцип, известный как закон гравитации, который лежит в основе всей астрономии. С помощью этого закона мы можем объяснить движение Луны вокруг Земли и планет вокруг Солнца. Поэтому мы обязаны обсудить эту тему перед тем, как перейти к более подробному описанию отдельных планет. Мы также увидим, что закон гравитации проливает свет на природу звезд, находящихся на самых больших расстояниях в космосе. Он также позволяет нам заглянуть в прошлое и, пусть и не с полной уверенностью, но вполне правдоподобно восстановить некоторые ранние этапы истории нашей системы. Солнце и Луна, планеты и кометы, звезды и туманности — все они подчиняются этому универсальному закону, на который теперь будет сосредоточено наше внимание.

Что может быть более знакомым, чем тот факт, что камень, брошенный вверх, падает на землю? Сначала никто даже не считает это достойным внимания. Люди часто удивляются, видя, как кусок железа притягивается к магниту. Однако падение камня на землю — это проявление силы, не менее интересной, чем сила магнетизма. Именно Земля притягивает камень, так же как магнит притягивает железо. В обоих случаях речь идет о силе притяжения; но в то время как магнитное притяжение проявляется только в отношении некоторых веществ и имеет относительно ограниченное значение, гравитационное притяжение имеет значительное значение по всей Вселенной.

Начнем с нескольких очень простых экспериментов с силой гравитации. Держите в руке небольшой кусочек свинца и позвольте ему упасть на подушку. Свинцу требуется определенное время, чтобы переместиться от пальцев к подушке, но это время всегда одинаково при одинаковой высоте. Теперь возьмите более крупный кусок свинца и держите по кусочку в каждой руке на одинаковой высоте. Если выпустить их одновременно, они оба достигнут подушки одновременно. Можно было бы подумать, что тяжелый предмет упадет быстрее легкого; но при проведении эксперимента оказывается, что это не так. Повторите эксперимент с различными другими веществами. Оказывается, что обычный мармур падает за тот же промежуток времени, что и кусочек свинца. Попробуем эксперимент с кусочком пробки — результат будет таким же. Сначала кажется, что эксперимент не удается при сравнении пера с кусочком свинца; но это происходит лишь из-за воздуха, который сопротивляется перу больше, чем свинцу. Однако если положить перо на верх монеты и бросить монету горизонтально, она устранит воздух с пути пера во время его падения, и тогда перо упадет с той же скоростью, что и монета, мармур или свинец.

Если наблюдатель находится в галерее во время проведения этих экспериментов, а подушка находится на расстоянии шестнадцати футов ниже его рук, то время, за которое мармур упадет на эту высоту, составит одну секунду. У пробки или свинца время падения будет таким же; даже само перо упадет на расстояние шестнадцати футов за одну секунду, если только его можно будет защитить от воздушного сопротивления.

От воздействия воздуха. Попробуйте этот эксперимент: где бы мы ни находились — в Лондоне, в любом другом городе, на каком-либо острове или континенте, на борту корабля в море, на Северном или Южном полюсе, или на экваторе — мы всегда обнаружим, что любой объект, независимо от размера и материала, будет падать примерно на шестнадцать футов за одну секунду.

Чтобы избежать недопонимания, можно упомянуть, что расстояние, пройденное за одну секунду, слегка меняется в разных частях Земли, но это происходит по причинам, которые сейчас не нужно рассматривать. Для начала будем считать, что шестнадцать футов — это расстояние, на которое любой объект, не подвергаемый внешним воздействиям, упадет за одну секунду в любой точке поверхности Земли. Но теперь давайте расширим наш обзор за пределы поверхности Земли и выясним, в какой степени действует это правило о шестнадцати футах за секунду в других местах. Например, давайте поднимемся на вершину горы и проведем там эксперимент. Оказывается, что на вершине горы мраморный камень будет падать за шестнадцать футов немного дольше, чем если бы его сбросить с её основания. Разница будет очень малой, но её можно измерить, и этого достаточно, чтобы показать, что сила Земли, притягивающая камень к земле, в значительной степени ослабевает на большой высоте над поверхностью Земли. Независимо от того, на какую высоту мы поднимаемся — будь то вершина высокой горы или ещё более высокие высоты, достигаемые при полете на воздушном шаре — мы никогда не увидим, чтобы склонность тел падать к земле прекращалась, хотя, безусловно, чем выше мы поднимаемся, тем сильнее она ослабевает. Было бы очень интересно выяснить, насколько на самом деле может простираться эта способность Земли притягивать тела к себе. На воздушном шаре мы можем подняться не более чем на пять-шесть миль над поверхностью Земли; однако мы хотели бы знать, что произойдет, если бы мы смогли подняться на 500 миль, 5000 миль или даже дальше, в космическое пространство.

Представьте, что у путешественника есть средства для полета ввысь на мили и тысячи миль, все выше и выше, пока он наконец не достигнет ужасающей высоты в почти четверть миллиона миль над землей. Взглянув вниз на поверхность Земли, находящуюся на такой огромной глубине под ним, он сможет увидеть её великолепный вид сверху.

С такой огромной высоты он мог бы провести один из самых интересных экспериментов, доступных когда-либо философу. Он мог бы проверить, ощущается ли на такой высоте земное притяжение, и измерить его силу. Для эксперимента можно взять пробку, мармур или любой другой предмет — большой или маленький; держать его между пальцами и отпустить. Все знают, что произойдёт в таком случае внизу; но потребовался Сэр Исаак Ньютон, чтобы объяснить, что произойдёт там, наверху. Ньютон утверждал, что сила земного притяжения распространяется даже на такую огромную высоту, и что мармур упадёт. Эта теория теперь может быть проверена. Мы готовы к эксперименту. Мармур отпускается, и, о чудо! Наш первый вздох — это вздох удивления. Вместо того чтобы мгновенно упасть, маленький предмет, кажется, остаётся висеть в воздухе. Мы уже готовы воскликнуть, что мы, должно быть, вышли за пределы действия земного притяжения и что Ньютон ошибается, когда наше внимание привлекает то, что мармур начинает двигаться, причём очень медленно, поэтому сначала нам приходится внимательно за ним наблюдать. Но скорость постепенно увеличивается, так что сила притяжения становится бесспорной; в конце концов, набрав всё большую и большую скорость, мармур устремляется в своё долгое путешествие на расстояние четверти миллиона миль к Земле.

Но, конечно, можно сказать, что такой эксперимент совершенно невозможен; и, безусловно, его нельзя провести так, как описано. У Ньютона возникла смелая идея воспользоваться самой Луной, которая находится примерно в четверти миллиона миль над Землёй, чтобы ответить на этот вопрос. Наш спутник никогда раньше не использовался в столь благородных целях. Фактически, он в каждый момент падает к Земле. Мы можем рассчитать, насколько он отклоняется в сторону Земли каждую секунду, и тем самым получить показатель силы земного притяжения. Благодаря таким исследованиям Ньютон смог установить, что тело, освобождённое на расстоянии 240 000 миль над поверхностью Земли, всё равно будет притягиваться к ней.

при силе притяжения тело начало бы двигаться в сторону Земли — конечно, не с той скоростью, с которой тело падает на поверхности в экспериментах, а с гораздо меньшей скоростью. Тело, сброшенное с расстояния Луны, начало бы свое долгое путешествие настолько медленно, что пройдет минута, а не секунда, прежде чем оно преодолеет расстояние в шестнадцать футов.[11]

Именно размышляя над информацией, полученной таким образом с Луны, Ньютон сделал свое бессмертное открытие. Гравитация Земли — это сила, которая распространяется далеко и широко по всему космосу. Чем дальше находится тело, тем слабее становится гравитация; здесь Ньютон нашел способ решить важную проблему о законе, согласно которому уменьшается интенсивность гравитации. Информация, полученная с Луны, о том, что телу, находящемуся на расстоянии 240 000 миль, требуется минута, чтобы пройти расстояние, равное тому, которое оно преодолело бы за секунду здесь, имела первостепенное значение. Во-первых, это показывает, что притягивающая сила Земли, которая притягивает все тела к ней, ослабевает с увеличением расстояния. Это, конечно, можно было предвидеть. Разумно предположить, что чем дальше мы уходим в глубины космоса, тем слабее должна становиться сила притяжения, так же как и сияние света уменьшается по мере удаления от него; и примечательно, что закон, согласно которому гравитационное притяжение уменьшается с увеличением расстояния, совпадает точно с законом, согласно которому яркость света уменьшается по мере увеличения расстояния до него.

Закон природы в его самой простой форме гласит, что интенсивность гравитации изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния. Позвольте мне попытаться проиллюстрировать это довольно абстрактное утверждение одним-двумя простыми примерами. Предположим, что тело поднято над поверхностью Земли на высоту почти 4 000 миль, так что оно будет находиться на высоте, равной радиусу Земли. Другими словами, тело, находящееся в таком положении, будет находиться в два раза дальше от центра Земли, чем тело, лежащее на поверхности. Закон гравитации гласит, что в этом случае интенсивность притяжения уменьшится в четыре раза, так что сила притяжения Земли к телу, находящемуся на высоте 4 000 миль, будет

Только четверть силы притяжения Земли к этому телу, пока оно находится на земле. Мы можем представить себе проявление этой силы притяжения разными способами. Пусть тело падает: за одну секунду оно опустится всего на четыре фута — это лишь четверть расстояния, которое гравитация заставила бы его пройти у поверхности Земли.

Мы можем рассмотреть этот вопрос иначе, предположив, что сила притяжения Земли измеряется с помощью одного из тех маленьких весов, известных как пружинные весы. Если на такое устройство на поверхности Земли подвесить груз весом в четыре фунта, индикатор, конечно, покажет вес в четыре фунта; но представим, что это весы, все еще несущие подвешенный к ним груз, будут подниматься все выше и выше — показания становились бы все меньше и меньше, пока, достигнув высоты в 4000 миль, где они окажутся в два раза дальше от центра Земли, чем изначально, показания сократятся до четверти, и весы покажут всего один фунт. Если мы представим, что прибор будет перемещаться еще дальше в глубины космоса, показания шкалы будут продолжать снижаться. Когда прибор достигнет высоты в 8000 миль, то есть окажется в три раза дальше от центра Земли, чем изначально, закон гравитации говорит нам, что сила притяжения должна уменьшиться до девятой части. Таким образом, показания на весах составят лишь девятую часть от четырех фунтов, то есть менее полфунта. Но пусть путешествие возобновится, и на этот раз не делать остановок, пока весы вместе с грузом весом в четыре фунта не достигнут той орбиты, по которой Луна совершает свой ежемесячный оборот вокруг Земли. Достигнутое таким образом расстояние составляет примерно шестьдесят раз радиус Земли, и, следовательно, сила гравитационного притяжения уменьшается в соотношении один к квадрату шестидесяти; тогда пружина будет сжата лишь незначительной долей — 1/3600 от четырех фунтов. Следовательно, кажется, что груз, который на Земле весил полторы тонны, если его поднять на высоту в 240 000 миль, будет весить менее полфунта. Но даже на такой огромной высоте мы не остановимся; представим, что мы будем удаляться все дальше и дальше — показания весов будут продолжать снижаться, но они все равно будут существовать, как бы далеко мы ни ушли. Кажется, астрономия учит нас…

что сила гравитационного притяжения может распространяться, при соответствующем ослаблении интенсивности, через самые обширные пространственные разрывы.

Принцип гравитации имеет гораздо более широкий объем, чем мы пока указали. Мы говорили лишь о притяжении Земли и утверждали, что эта сила распространяется по всему пространству. Но закон гравитации не ограничивается этим. Земля притягивает каждое другое тело, и каждое другое тело притягивает Землю; кроме того, каждое из этих тел притягивает другое; таким образом, в своей более полной форме закон гравитации гласит, что «каждое тело во Вселенной притягивает каждое другое тело силой, которая обратно пропорциональна квадрату расстояния».

Невозможно переоценить значение этого закона. Он служит ключом, с помощью которого мы можем разобраться в сложных движениях планет. Он привел к удивительным открытиям: благодаря закону гравитации мы смогли предвидеть существование некоторых объектов ещё до того, как они стали видны через телескоп.

Против возражение, которое может быть высказано на этот счёт, необходимо сначала ответить. Оно действительно кажется весомым. Если Земля притягивает Луну, почему Луна не падает на Землю? Если Земля притягивается Солнцем, почему она не падает в Солнце? Если Солнце притягивается другими звёздами, почему они не сталкиваются друг с другом с ужасающей силой? Не без оснований можно утверждать, что если все эти небесные тела притягивают друг друга, то, казалось бы, они должны собраться вместе под действием этого притяжения, тем самым превратив всю материальную Вселенную в одну огромную массу. На самом деле мы знаем, что такие столкновения происходят нечасто, и вероятность их возникновения крайне мала. Мы видим, что, хотя говорят, будто Земля на протяжении бесчисленных эпох притягивалась Солнцем, она всё равно находится от Солнца на том же расстоянии, что и раньше. Разве это не противоречит доктрине универсальной гравитации? В ранние времена астрономии такие возражения считались, и, безусловно, так и было, практически непреодолимыми; даже сейчас мы время от времени слышим их, поэтому тем более важно для нас объяснить, как это...

Случается так, что Солнечная система смогла избежать катастрофы, которая, по-видимому, ей угрожала. Нет никаких сомнений в том, что если бы Луна и Земля изначально находились в состоянии покоя, они бы притянулись друг к другу под действием взаимного притяжения. Точно так же, если бы система планет, вращающихся вокруг Солнца, изначально находилась в состоянии покоя, они бы врезались в Солнце, и система бы была уничтожена. Именно движение планет и Луны позволяет этим телам до сих пор успешно противостоять притяжению, по крайней мере, настолько, что они не притягиваются друг к другу до полного уничтожения. Очень важно, чтобы студент четко понимал, как центральное притяжение может сосуществовать с движением по почти круговой траектории; поэтому мы приводим пример, показывающий, как Луна совершает свой ежемесячный оборот под воздействием притяжения Земли. Воображаемый рисунок на рис. 36 показывает сечение Земли с высокой горой на ней.[12] Если на вершине горы в точке C разместить пушку и выпустить ядро в направлении CE с умеренной порцией пороха, оно будет двигаться вдоль первой изогнутой траектории. Если выпустить его второй раз с более большим количеством пороха, траектория будет соответствовать второй изогнутой линии, и ядро снова упадет на землю. Но давайте в следующий раз попробуем использовать ещё больше пороха, а также гораздо мощнее пушку, чем любое орудие, когда-либо созданное. Скорость снаряда должна быть несколькими милями в секунду; однако мы можем представить, что скорость будет настолько велика, что снаряд будет двигаться по траектории CD, всегда на одинаковой высоте над поверхностью Земли, при этом продолжая изгибаться, как это обязательно происходит со всеми снарядами, отклоняющимися от горизонтальной линии их первоначального движения. Достигнув точки D, снаряд все ещё будет на одинаковой высоте над поверхностью, а его скорость не должна уменьшаться. Поэтому он будет продолжать двигаться по своей траектории, обходя ещё один квадрант круга, не приближаясь к поверхности. Таким образом снаряд сможет пролететь вокруг всей Земли и снова вернуться в точку C, а затем…

Начать все сначала по тому же пути. Если бы мы могли устранить гору и пушку, находящуюся на её вершине, то тело могло бы вечно вращаться вокруг Земли под действием силы тяжести.

Рис. 36. — Иллюстрация движения Луны.

А теперь проявим фантазию. Представьте себе огромную пушку, способную выпускать снаряд диаметром не менее 2000 миль. Выстрелите этим огромным снарядом со скоростью около 3000 футов в секунду — это в два-три раза больше, чем скорость, достижимая в современной артиллерии. Пусть этот снаряд летит горизонтально из точки, расположенной примерно в четверти миллиона миль над поверхностью Земли. Эта ужасающая ракета будет двигаться по почти круговой орбите вокруг Земли и вернется туда, откуда выстрелила, примерно через четыре недели. Она бы…

Затем начнется еще одна революция; через четыре недели она снова окажется в исходной точке, и так будет продолжаться вечно.

Не думайте, что мы полностью фантазируем. Мы действительно не можем показать пушку, но можем указать на огромный снаряд. Мы видим его каждый месяц — это прекрасная Луна. Никто не утверждает, что Луну когда-либо стреляли из такой пушки; но приходится признать, что она движется так, будто это и было сделано. В следующей главе мы рассмотрим историю Луны и объясним, как она начала вращаться таким удивительным образом.

Как Луна вращается вокруг Земли, так и Земля вращается вокруг Солнца. Иллюстрация показывает, что круговое или почти круговое движение соответствует представлению о законе всемирного тяготения.

Мы привыкли считать гравитацию силой огромной мощности. Разве гравитация не контролирует движение Луны вокруг Земли? Разве даже могущественная Земля сама не удерживается на своей орбите вокруг Солнца благодаря непреодолимой силе притяжения Солнца? Бесспорно, реальная сила, которая удерживает Землю на ее орбите, а также та, что удерживает Луну рядом с нами, обладает огромной интенсивностью, но это потому, что в таких случаях гравитация связана с телами огромной массы. Никто не может отрицать, что все тела, доступные для нашего наблюдения, кажутся притягивающими друг друга в соответствии с законом гравитации; но приходится признать, что, если одно или оба притягивающих тела не имеют гигантских размеров, их сила притяжения почти незамеримо мала.

Давайте попробуем показать, насколько слаба гравитация между телами небольших размеров. Возьмем, к примеру, два железных груза, каждый весом примерно 50 фунтов, расположенных на расстоянии одного фута друг от друга. Между этими грузами существует определенное гравитационное притяжение. Они притягиваются друг к другу, но не двигаются. Притяжение между ними, хотя и существует, является чрезвычайно слабой силой, совершенно несопоставимой по интенсивности с магнитным притяжением. Каждый знает, что магнит с большой силой притягивает кусок железа, но…

Интенсивность гравитации при одинаковых массах значительно меньше. Сила притяжения между двумя грузами весом по 50 фунтов составляет менее десятой миллионной части силы притяжения одного фунта. Такая сила крайне незначительна по сравнению с трением между грузами и столом, на котором они стоят; поэтому на притяжение не возникает никакого реагирования, даже в виде самого слабого движения. Однако, если представить, что каждый из этих грузов закреплен на колесах, полностью свободных от трения, и движется по абсолютно идеальным горизонтальным рельсам, то нет сомнений, что тела будут постепенно притягиваться друг к другу и со временем вступят в фактический контакт.

Если мы хотим рассматривать гравитацию как силу измеримой интенсивности, нам необходимо использовать массы, гораздо более массивные, чем эти грузы весом по 50 фунтов. Представьте пару сфер, каждая из которых состоит из 417 000 тонн чугуна; диаметр каждой такой сферы, если бы она была твердой, составлял бы около 53 ярдов. Представьте, что эти сферы расположены на расстоянии одной мили друг от друга. Каждая сфера притягивает другую силой гравитации. Неважно, наличие ли зданий или препятствий любого рода — гравитация пройдет через такие препятствия так же легко, как свет проходит через стекло. Невозможно создать экран достаточно плотный, чтобы заблокировать прохождение этой силы. Следовательно, каждая из этих железных сфер будет в любых условиях притягивать другую; однако, несмотря на их огромные размеры, интенсивность этого притяжения все равно очень мала, хотя и заметна. Сила притяжения между этими двумя сферами не превышает давления, оказываемого одним фунтом веса. Ребенок сможет удержать одну из этих огромных сфер от притяжения к другой. Предположим, что все условия оптимальны, и трение можно нейтрализовать так, чтобы сферы двигались под действием взаимного притяжения. Тогда сферы начнут сближаться, но из-за огромных масс и незначительной силы притяжения скорость их движения будет увеличиваться очень медленно. Для того чтобы увидеть момент начала движения, потребуется микроскоп. Пройдет полтора часа, прежде чем расстояние между сферами уменьшится на один фут; и хотя скорость движения со временем будет расти, пройдут еще три-четыре дня, прежде чем сферы сольются воедино.

Здесь следует особо упомянуть самую заметную характеристику силы гравитации. Кажется, что её интенсивность зависит только от количества вещества в телах, а совсем не от природы веществ, из которых состоят эти тела. Мы описали оба шара как сделанные из чугуна, но если бы один или оба они состояли из свинца или меди, из дерева или камня, из воздуха или воды, сила притяжения оставалась бы той же, при условии, что массы не меняются. В этом мы видим глубокое различие между гравитационным притяжением и магнитным притяжением. В последнем случае притяжение в подавляющем большинстве веществ совсем не ощущается и становится значительным лишь в случае железа.

В нашем описании Солнечной системы мы представили Луну как вращающуюся вокруг Земли по почти круговой траектории, а планеты — как вращающиеся вокруг Солнца по также примерно круговым орбитам. Теперь наша задача — дать более подробное описание этих удивительных траекторий; и вместо того чтобы считать их просто почти кругами, мы должны точно определить, в чем именно они от них отличаются.

Если бы планета вращалась вокруг Солнца по истинно круговой траектории, центром которой всегда было бы Солнце, то очевидно, что расстояние от Солнца до планеты, равное всегда радиусу круга, должно иметь постоянную величину. Нет сомнений в том, что расстояние от Солнца до каждой планеты примерно постоянно; однако при точных наблюдениях становится ясно, что это не совсем так. Изменения расстояния могут достигать многих миллионов миль, но даже в крайних случаях изменение расстояния планеты составляет лишь небольшую — обычно очень небольшую — долю от его общей величины. При каждой планете обстоятельства различаются. Орбита самой Земли такова, что расстояние от неё до Солнца едва отклоняется от своего среднего значения. Венера ближе всего к идеальному круговому движению; тогда как орбита Марса, а тем более орбита Меркурия, демонстрируют значительные относительные колебания расстояния планеты от Солнца.

Часто замечалось, что многие великие открытия в науке берут начало из тщательных наблюдений и объяснений незначительных отклонений от какого-либо примерно верного закона. В области астрономии имеется прекрасный пример этого принципа. Орбиты планет почти круглые, но не являются совершенными кругами. Почему же так? Должна существовать какая-то естественная причина. Эта причина была выявлена, и она привела к ряду величайших открытий, когда-либо сделанных человеческим разумом в области природы.

Прежде всего, рассмотрим выводы, которые можно сделать из того факта, что расстояние планеты от Солнца не является постоянным. Движение по кругу — это нечто настолько прекрасное и простое, что мы не хотим отказываться от него, если только не становится совершенно очевидной необходимость в этом. Разве мы не можем придумать способ, с помощью которого круговое движение могло бы сохраняться, при этом сочетаясь с колебаниями расстояния между планетой и Солнцем? Это явно невозможно, если Солнце находится в центре круга. Но предположим, что Солнце не находится в центре, в то время как планета, как и раньше, вращается вокруг Солнца. Тогда расстояние между этими двумя телами неизбежно будет колебаться. Чем эксцентричнее положение Солнца, тем больше будет соответствующая изменчивость расстояния планеты на разных участках её орбиты. Можно также предположить, что, расположив ряд кругов вокруг Солнца, можно объяснить орбиты различных планет. Центр круга, соответствующего Венере, должен совпадать практически с центром Солнца, а центры орбит всех остальных планет должны находиться на таких подходящих расстояниях от Солнца, чтобы это позволяло дать удовлетворительное объяснение постепенному увеличению и уменьшению расстояния между этими двумя телами.

Нет сомнений в том, что движения Луны и планет в значительной степени можно было бы объяснить с помощью такой системы круговых орбит; однако дух астрономических исследований не удовлетворяется приблизительными результатами. Планеты наблюдаются снова и снова, и эти наблюдения сравниваются с теми положениями, которые планеты занимали бы, если бы двигались согласно здесь описанной системе.

Центры кругов перемещаются туда-сюда, их радиусы корректируются с особой тщательностью; но всё это бесполезно. Наблюдения за планетами изучаются до мельчайших деталей, чтобы выяснить, не содержат ли они ошибок; однако таких ошибок совершенно нет, способных объяснить имеющиеся расхождения. Следовательно, вывод неизбежен — астрономам приходится отказаться от представления о круговом движении, которое считалось обладающим безупречной симметрией и красотой, и признать, что орбиты планет не являются круговыми.

Если же эти орбиты не являются кругами, то чем они тогда являются? Именно такая великая проблема стояла перед Кеплером, и, к его бессмертной славе, ему удалось её решить и доказать. Великое открытие истинной формы планетарных орбит считается одним из самых значимых событий в истории астрономии. Более того, можно сомневаться, существует ли во всей науке другое открытие, принесшее столь значительные результаты.

Здесь нам придётся на время заглянуть в область науки, известную как геометрия, и изучить там природу той кривой, которая благодаря открытию Кеплера приобрела такое безупречное значение. Бесспорно, это сложная тема, и для её подробного рассмотрения потребовались бы многочисленные сложные вычисления, которые неуместны в данном томе; однако общий обзор этой темы необходим, и мы должны постараться представить её в той мере, в какой это возможно в рамках наших ограничений.

Кривая, которая с полной точностью описывает движение планеты во время её обращения вокруг Солнца, относится к той известной группе кривых, которую математики называют коническими сечениями. Особая форма конического сечения, характеризующая орбиту планеты, называется эллипсом; иногда её несколько неточно называют овалом. Эллипс — это кривая, которую легко построить. Нет прощеего способа сделать это, чем тот, который знаком чертежникам, и который мы здесь кратко описаем.

На следующей странице (рис. 37) показаны два штифта, проходящих через лист бумаги. Петля из веревочки проходит через эти два штифта в указанном здесь порядке и натягивается кончиком карандаша. С некоторой осторожностью можно направлять карандаш так, чтобы веревочка оставалась натянутой; тогда его кончик будет описывать кривую, полностью окружающую штифты, и вернётся в то место, откуда начал движение. Таким образом мы получаем ту знаменитую геометрическую фигуру, которая называется эллипсом.

Будет полезно нарисовать несколько эллипсов, изменяя при этом условия их формирования. Например, если штифты остаются на прежних местах, а длина петли увеличивается, так что карандаш находится дальше от штифтов, то можно заметить, что эллипс теряет часть своей вытянутости и становится более похожим на круг. С другой стороны, если уменьшить длину петли, при том что штифты остаются прежними, эллипс станет более овальным; или, как сказал бы математик, его эксцентриситет увеличится. Также полезно изучить изменения формы эллипса при изменении одного из штифтов при неизменной длине петли. Если приблизить два штифта друг к другу, эксцентриситет уменьшится, и эллипс будет более похож на круг. Если же штифты разделить на большее расстояние, эксцентриситет эллипса увеличится. Очевидно, что круг является крайней формой эллипса: если предположить, что два штифта сведены настолько близко, что совпадают, то кончик карандаша будет просто описывать круг по мере движения вокруг фигуры.

Точки, соответствующие положению штифтов, очевидно, имеют очень важные связи с кривой. Каждая из них называется фокусом, и эллипс может иметь только одну пару фокусов. Другими словами, существует лишь одна возможная пара положений для двух штифтов, если необходимо построить эллипс определённого размера, формы и положения.

Эллипс в основном отличается от круга тем, что имеет разнообразие форм. Мы можем иметь большие и маленькие эллипсы, так же как и большие и маленькие круги, но мы также можем иметь эллипсы более или

Если эллипс не обладает той совершенной простотой, которая характерна для круга, то у него, по крайней мере, есть очарование разнообразия, отсутствующее у круга. Рис. 37 — Как нарисовать эллипс. Овальная кривая также обладает красотой, проистекающей из идеала совершенной грации и связи с возвышенными представлениями. Древние геометры изучали эллипс: они знали его фокусы, были знакомы с его геометрическими свойствами; поэтому Кеплер уже знал об эллипсе во время проведения своих знаменитых исследований движения планет. Как мы уже указывали, он обнаружил, что движение планет невозможно объяснить с помощью круговых орбит. Какую же форму орбиты следует рассмотреть далее? Эллипс был под рукой, его свойства были известны, и можно было провести сравнение; последствия этого сравнения были поистине запоминающимися. Кеплер обнаружил, что движение планет можно объяснить, если предположить, что траектория их движения является эллипсом. Это само по себе было открытием чрезвычайной важности. С одной стороны, это позволило привести в порядок движение планет, вращающихся вокруг Солнца.

С другой стороны, были взяты те прекрасные кривые, которые стимулировали геометрический талант древних, и им была придана роль определяющих «дороги» Вселенной.

Но мы пока лишь частично изложили первое открытие Кеплера. Мы увидели, что планета вращается по эллипсу вокруг Солнца, и что Солнце находится в какой-то точке внутри этого эллипса — но в какой именно точке? Ответ на этот вопрос действительно интересен. Мы указали на то, что фокусы имеют геометрическое значение, которого не имеют другие точки. Кеплер показал, что Солнце должно находиться в одном из фокусов эллипса, по которому вращается каждая планета. Таким образом, мы формулируем первый закон движения планет следующими словами:
Каждая планета вращается вокруг Солнца по эллиптической траектории, причем Солнце находится в одном из фокусов этой траектории.

Теперь мы можем составить четкое представление о орбитах планет, сколько бы их ни было, по мере их вращения вокруг Солнца. Прежде всего, мы замечаем, что эллипс — это плоская кривая; то есть каждая планета в ходе своего долгого пути должна ограничивать свое движение одной плоскостью. У каждой планеты таким образом есть своя собственная плоскость. Действительно, все эти плоскости почти совпадают, по крайней мере, что касается крупных планет; но они все же различны, и единственная черта, в которой они все совпадают, заключается в том, что каждая из них проходит через Солнце. Все эллиптические орбиты планет имеют один общий фокус, и этот фокус находится в центре Солнца.

Хорошо будет проиллюстрировать этот замечательный закон, рассмотрев случай двух-трех разных планет. Возьмем во-первых Землю: ее траектория, хотя и является эллипсом, почти круглая. Фактически, если ее точно изобразить в масштабе на листе бумаги, разницу между эллиптической орбитой и кругом будет трудно заметить без тщательных измерений. В случае Венеры эллипс еще более приближен к кругу, а два фокуса эллипса почти совпадают с центром круга. С другой стороны, в случае Меркурия мы имеем…

Эллипс, который в значительной степени отличается от круга; при этом на орбитах некоторых малых планет эксцентриситет ещё выше. Крайне удивительно то, что каждая планета, независимо от того, насколько она далека от Солнца, движется по эллипсу какой-либо формы. Мы сейчас покажем, что необходимость заставляет каждую планету следовать эллиптическому пути, и что другая форма пути невозможна.

Начав свой эллиптический путь, планета продолжает свое движение, и через определенное время, называемое периодом, возвращается в ту точку, откуда начала свое движение. Затем планета снова проходит тот же эллиптический путь, и так, из оборота в оборот, она прокладывает один и тот же путь вокруг Солнца. Давайте теперь попробуем проследить за движением планеты и изучить ход ее движения за время, необходимое для завершения одного из ее оборотов. Размеры планетарной орбиты настолько огромны, что планете приходится двигаться очень быстро, чтобы завершить путь в отведенное время. Земля, как мы уже видели, должна двигаться со скоростью восемнадцать миль в секунду, чтобы совершить один оборот вокруг Солнца за 365 1/4 дня. Возникает вопрос: является ли скорость движения планеты постоянной или нет. Движется ли Земля всегда со скоростью восемнадцать миль в секунду, или же наша планета иногда движется быстрее, а иногда медленнее, так что средняя скорость все равно составляет восемнадцать миль в секунду? Это вопрос чрезвычайной важности, и мы можем ответить на него самым ясным и убедительным образом. Скорость планеты не является постоянной, и изменения этой скорости можно объяснить с помощью приведенной рисунка (рис. 38).

Рис. 38. — Изменение скорости эллиптического движения.

Давайте сначала представим, что планета находится в той части своей орбиты, которая наиболее удалена от Солнца, справа на рисунке. В этом положении скорость тела минимальна; по мере приближения планеты к Солнцу её скорость постепенно увеличивается до достижения среднего значения. После этого момента, когда планета быстро летит к Солнцу, скорость её движения становится всё больше и больше, пока, пролетев мимо Солнца, она не достигает максимальной скорости. После прохождения Солнца расстояние планеты от него увеличивается, и скорость движения начинает снижаться; постепенно она уменьшается до снова достижения среднего значения, а затем падает ещё ниже, пока тело не достигнет своей наибольшей удалённости от Солнца, к тому времени скорость снизится до значения, с которого мы её и предполагали. Таким образом мы видим, что чем ближе планета к Солнцу, тем быстрее она движется. Однако мы можем дать численное выражение принципу, согласно которому изменяется скорость планеты. На сопроводительном рисунке (рис. 39) показана орбита планеты, причём Солнце находится, конечно же, в фокусе S. Мы взяли два…

Участки эллипса A B и C D огибают его, причем их концы соединены с фокусом. Второй закон Кеплера можно сформулировать следующим образом: «Каждая планета движется вокруг Солнца с такой скоростью в каждой точке, что прямая линия, проведенная от нее к Солнцу, проходит через равные площади за равные промежутки времени».

Рис. 39. Равные площади за равные промежутки времени.
Например, если два затененных участка A B S и D C S имеют одинаковую площадь, то время, затрачиваемое планетой на преодоление участков эллипса A B и C D, также будет одинаковым. Если одна из площадей больше другой, то время, необходимое для преодоления определенного участка, будет пропорционально этим площадям.

При признании этого закона становится сразу ясной причина увеличения скорости планеты по мере ее приближения к Солнцу. Чтобы преодолеть определенную площадь вблизи Солнца, очевидно, требуется более длинный дуговой участок, чем в других частях траектории. На противоположном конце достаточен небольшой дуговой участок для преодоления большой площади, и поэтому скорость меньше.

Эти два закона полностью определяют движение планеты вокруг Солнца. Первый закон определяет траекторию, по которой движется планета; второй закон описывает, как меняется скорость тела в разных точках ее пути.

путь. Но Кеплер добавил к этим законам третий закон, который позволяет сравнивать движения двух разных планет, вращающихся вокруг одного и того же Солнца. Прежде чем изложить этот закон, необходимо точно объяснить, что подразумевается под средним расстоянием планеты. На её эллиптическом пути расстояние от Солнца до планеты постоянно меняется; тем не менее легко придать определённый смысл этому расстоянию, которое является средним из всех расстояний. Это среднее называется средним расстоянием. Самый простой способ найти среднее расстояние — это сложить наибольшее из этих значений с наименьшим и взять половину полученной суммы. Мы уже определили периодический времени планеты; это количество дней, которое требуется планете для завершения одного оборота по её орбите. Третий закон Кеплера устанавливает связь между средними расстояниями и периодическими временами различных планет. Эта связь сформулирована следующими словами: «Квадраты периодических времён пропорциональны кубам средних расстояний».

Кеплер знал, что у разных планет разные периодические времена; он также видел, что чем больше среднее расстояние планеты, тем больше её периодическое время, и он был решительно настроен выяснить связь между ними. Было легко установить, что неверно утверждать, будто периодическое время просто пропорционально среднему расстоянию. Если бы это было так, то если бы у одной планеты расстояние было вдвое больше, чем у другой, периодическое время первой было бы вдвое больше, чем у второй; однако наблюдения показали, что периодическое время более удалённой планеты превышало вдвое, а на самом деле почти в три раза, периодическое время другой планеты. Благодаря многократным попыткам, которые истощили бы терпение того, кто меньше уверен в собственной проницательности и меньше уверен в точности наблюдений, которые он пытался интерпретировать, Кеплер наконец открыл истинный закон и сформулировал его в той форме, которую мы привели.

Чтобы проиллюстрировать сущность этого закона, в качестве примера возьмём Землю и планету Венеру. Если обозначить среднее расстояние Земли от Солнца как единицу, то среднее расстояние Венеры от Солнца составляет 0,7233. Игнорируя десятичные знаки после первой цифры, мы можем представить периодическое

время оборота Земли составляет 365,3 дня, а периодическое время Венеры — 224,7 дня. Закон, утверждаемый Кеплером, гласит, что отношение квадрата 365,3 к квадрату 224,7 равно отношению единицы к кубу 0,7233. Читатель может легко проверить истинность этого соотношения путем прямого умножения. Однако следует помнить, что поскольку в выражениях для периодических времен указано лишь четыре знака, при выполнении расчетов следует учитывать только четыре значимых цифры.

Самый наглядный способ проверки заключается в том, чтобы рассматривать время оборота Венеры как неизвестную величину и вывести его из известного времени оборота Земли и среднего расстояния до Венеры. Таким образом, исходя из закона Кеплера, мы с помощью простого соотношения вычисляем куб периодического времени, и тогда можно получить значение 224,7 дня. Фактически, в астрономических расчетах расстояния до планет обычно определяются на основе закона Кеплера. Периодическое время планеты — это величина, которую можно измерить с большой точностью; как только она известна, можно определить квадрат среднего расстояния, а значит, и само среднее расстояние.

Таковы три знаменитых закона движения планет, которые всегда ассоциируются с именем их открывателя. Глубокая мастерство, с помощью которого эти законы были выведены из огромного количества наблюдений, внутренняя красота самих законов, их широкая общность и связь, которую они устанавливают между различными элементами Солнечной системы, придают им исключительное положение в астрономии.

Как установил Кеплер, эти законы движения планет были лишь результатом наблюдений. Было обнаружено, что планеты действительно двигаются по эллипсам, но Кеплер не объяснил, почему они должны следовать именно этой кривой, а не какой-либо другой. Тем более он не смог объяснить, почему эти тела проходят по одинаковым площадям за одинаковое время или почему всегда соблюдается третий закон. Законы, сформулированные Кеплером, представляли собой три независимые истины; без сомнения, полностью обоснованные, но

Это утверждение не подкрепляется никакими аргументами относительно того, почему именно эти движения, а не какие-либо другие, должны быть соответствующими для движения планет.

Величайшей победой великого закона всемирного тяготения стало избавление законов Кеплера от их эмпирического характера. Великое открытие Ньютона объединило три изолированных закона Кеплера в одну прекрасную доктрину. Он не только показал, что эти законы верны, но и объяснил, почему они должны быть верными, и почему никакие другие законы не могли бы быть верными. В своем бессмертном труде «Принципы» он доказал, что объяснение знаменитых законов движения планет следует искать в силе гравитационного притяжения. Ньютон утверждал, что в Солнце существует сила притяжения, и что в качестве неизбежного следствия этого притяжения каждая планета должна вращаться по эллиптической орбите вокруг Солнца, причем Солнце является одной из фокусных точек; радиус орбиты планеты должен проходить через равные площади за равные промежутки времени; а при сравнении движения двух планет необходимо, чтобы квадраты периодических времен были пропорциональны кубам средних расстояний.

Поскольку это не математический трактат, нам будет невозможно обсудить доказательства, представленные Ньютоном, которые вызвали немедленное и всеобщее признание у всех, кто потрудился их понять. Здесь мы должны ограничиться лишь очень кратким и общим обзором данной темы, который покажет характер используемых рассуждений, не вдаваясь в технические детали.

Давайте сначала попробуем представить себе шар, свободно находящийся в пространстве и полностью изолированный от воздействия всех остальных тел во Вселенной. Представим, что этот шар приходит в движение под действием какого-то импульса, который отправляет его в быстрое путешествие по пространству. Когда импульс прекращается, шар продолжает двигаться вперед. Но какой же будет его траектория? Мы настолько привыкли видеть, как камень, брошенный в воздух, движется по кривой траектории, что можем естественно предположить, что тело, выброшенное в свободное пространство, также будет двигаться по кривой. Однако небольшое размышление покажет, что случаи совершенно разные.

В пространстве свободного движения не существует понятий «вверх» или «вниз»; все пути одинаковы; нет никаких причин, по которым тело должно отклоняться вправо или влево. Поэтому мы можем предположить, что в таких условиях тело, начавшее движение и освободившееся от всех внешних воздействий, будет двигаться по прямой линии. Конечно, это утверждение невозможно проверить с помощью прямых экспериментов. Находясь на поверхности Земли, мы не имеем возможности изолировать тело от внешних сил. Сопротивление воздуха, различные виды трения, а также гравитация, действующая на Землю, мешают нашим экспериментам. Камень, брошенный по замерзшему льду, сталкивается с незначительным сопротивлением, и в этом случае он движется по прямой линии по замерзшей поверхности. Аналогично, камень, брошенный в космос, будет двигаться по абсолютно прямой траектории. Мы доказываем это не путем попыток проведения экспериментов, которые неизбежно окажутся бесполезными, а с помощью косвенных рассуждений. Истина этого принципа никогда не может быть поставлена под сомнение тем, кто тщательно рассмотрел аргументы в его пользу.

Если признать прямолинейное движение тела, то следующий вопрос касается скорости, с которой оно происходит. Камень, скользящий по гладкому льду на замерзшем озере, как заметил каждый, пройдет большое расстояние, прежде чем остановиться. Между льдом и камнем существует незначительное трение, но даже на льду трение не полностью отсутствует; поскольку трение всегда стремится остановить движение, камень в конце концов остановится. В путешествии по пустотам космоса тело не сталкивается с трением; не существует никаких факторов, способных уменьшить его скорость, поэтому мы считаем, что тело может двигаться вечно с неизменной скоростью. Безусловно, такое утверждение кажется противоречащим нашему обычному опыту: парусник не движется по морю, когда утихает ветер; поезд постепенно теряет скорость, когда отключается пар; вращающийся предмет медленно замедляет свое вращение и останавливается. Исходя из этих примеров можно было бы утверждать, что, когда сила перестает действовать, движение, создаваемое этой силой…

постепенно уменьшается и в конечном итоге исчезает. Но во всех этих случаях при более внимательном рассмотрении можно обнаружить, что замедление движения обусловлено действием сил сопротивления. Парусник замедляется из-за трения воды о его борта; поезд тормозится из-за трения колес и необходимости пробиваться сквозь воздух; а атмосферное сопротивление является основной причиной остановки катящегося шарика, ведь если воздух убрать, проведя эксперимент в вакууме, шарик будет продолжать вращаться гораздо дольше. Так мы приходим к выводу, что тело, однажды выпущенное свободно в пространство и не подвергаемое воздействию внешних сил сопротивления, будет двигаться вечно по прямой линии и сохранит до конца времён скорость, с которой оно изначально начало движение. Этот принцип называется первым законом движения.

Применим этот принцип к важному вопросу движения планет. Возьмём, к примеру, Землю и рассмотрим последствия первого закона движения. Мы знаем, что Земля каждую секунду движется со скоростью около восемнадцати миль в секунду, и первый закон движения гарантирует нам, что если бы эта планета не подвергалась никаким внешним силам, она бы вечно следовала прямой траекторией через вселенную и не отклонялась бы от точной скорости, которую имеет в настоящий момент. Но движется ли Земля именно так? Очевидно, что нет. Мы уже выяснили, что наша планета движется вокруг Солнца, и всеобъемлющие законы Кеплера придают этому движению максимальную чёткость и точность. Последствия этого неизбежны: Земля не может быть свободна от внешних сил. На нашу планету должно оказываться постоянное сильное воздействие. Это воздействие, каким бы оно ни было, постоянно отклоняет Землю от прямолинейного пути, который она стремится следовать, заставляя её двигаться по эллипсу вместо прямой линии.

Теперь великая проблема, которую нужно решить, легко сформулирована: должен существовать какой-то внешний агент, постоянно воздействующий на Землю. Что это за агент, откуда он происходит и каким законам подчиняется? Этот вопрос касается не только Земли. Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн несомненно показывают, что, поскольку они не движутся по прямым линиям, они

Планеты должны находиться под действием какой-то силы. Какова же эта сила, которая направляет планеты по их траекториям? До Ньютона этот вопрос мог задаваться впустую. Именно гениальность Ньютона дала ответ на него, тем самым полностью изменив всю современную науку.

Данные, необходимые для ответа на этот вопрос, следует получать путем наблюдений. Здесь нет проблемы, которую можно было бы решить лишь с помощью математических рассуждений. Математика, безусловно, является полезным, даже неотъемлемым инструментом в исследованиях; однако мы не должны приписывать ей способности, которых у неё нет. В подобных случаях математика может лишь интерпретировать результаты, полученные в ходе наблюдений. Данными, с которых начинал Ньютон, были наблюдаемые явления в движении Земли и других планет. Эти факты находили краткое выражение с помощью законов Кеплера. Следовательно, именно законы Кеплера Ньютон взял в основу своих исследований, а для интерпретации этих законов он использовал свои знаменитые математические методы.

Этот вопрос следует рассматривать следующим образом: поскольку планеты находятся под действием какого-то внешнего воздействия, нам необходимо определить, что это за воздействие, исходя из того, что траектория каждой планеты представляет собой эллипс, и что каждая планета проходит по равным участкам орбиты за равные промежутки времени. Воздействие на каждую планету — это то, что математик называет силой, и сила должна иметь направление. Самое простое представление о силе — это тяга, передаваемая по веревке; направление веревки в данном случае и является направлением силы. Предположим, что сила, действующая на каждую планету, передается по невидимой веревке. Законы Кеплера помогут нам определить направление этой веревки и интенсивность силы, передаваемой по ней.

Математический анализ законов Кеплера выходит за рамки данной книги. Поэтому нам следует ограничиться результатами, к которым они приводят, и опустить детали рассуждений. Сначала Ньютон взял закон, утверждающий, что планета проходит по равным участкам орбиты за равные промежутки времени, и…

Он с помощью неоспоримой логики показал, что это одновременно указывает на направление, в котором действует сила на планету. Он доказал, что воображаемая веревка, с помощью которой управляется планета, должна быть всегда направлена к Солнцу. Другими словами, сила, действующая на каждую планету, всегда была направлена от планеты к Солнцу.

Оставалось ещё объяснить интенсивность этой силы и показать, как она изменяется, когда планета находится в разных точках своей орбиты. Первый закон Кеплера позволяет ответить на этот вопрос. Если орбита планеты эллиптическая, а сила всегда направлена к Солнцу, находящемуся в одной из фокусов этой эллипсы, то математический анализ заставляет нас сказать, что интенсивность силы должна изменяться обратно пропорционально квадрату расстояния от планеты до Солнца.

Таким образом, движение планет в соответствии с законами Кеплера можно объяснить даже в самых мельчайших деталях, если мы признаем, что притягивающая сила тянет планету к Солнцу, и что интенсивность этого притяжения изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния. Можем ли мы сомневаться в существовании такого притяжения? Мы видели, как Земля притягивает падающий объект; мы видели, как притяжение Земли распространяется на Луну и объясняет её вращение вокруг Земли. Теперь мы знаем, что движение планет вокруг Солнца также можно объяснить как следствие этого закона притяжения. Но доказательства в пользу закона всеобщего тяготения на самом деле гораздо сильнее любых, которые мы до сих пор приводили. У нас будет возможность более подробно рассмотреть этот вопрос. Мы покажем не только то, как Солнце притягивает планеты, но и то, как планеты притягивают друг друга; мы также увидим, как это взаимное притяжение планет привело к значительным открытиям, которые вывели закон тяготения за рамки возможности сомнений.

Признав существование этого закона, мы можем показать, что планеты должны вращаться вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, с Солнцем в общем фокусе. Мы можем показать, что они должны проходить через равные площади за равные промежутки времени. Мы можем доказать, что квадраты периодических времен должны быть пропорциональны…

кубы их средних расстояний. Более того, мы можем показать, как можно объяснить таинственные движения комет. С помощью того же великого закона мы можем объяснить вращение спутников. Мы можем объяснить приливы и другие явления во всей Солнечной системе. Наконец, мы покажем, что когда мы расширяем наш обзор за пределы нашей Солнечной системы до прекрасных звездных систем, рассеянных по космосу, мы также находим там доказательства великого закона всемирного тяготения.

ГЛАВА VI.
ПЛАНЕТА РОМАНТИКИ.
Краткий обзор темы — Является ли Меркурий планетой, находящейся ближе всего к Солнцу? — Прохождение внутренней планеты через Солнце — Наблюдалось ли когда-либо прохождение Вулкана? — Видимость планет во время полного затмения Солнца — Исследования профессора Уотсона в 1878 году.

Получив общий обзор Солнечной системы и такой краткий очерк закона всемирного тяготения, какой он был дан нам в предыдущей главе, мы приступаем к более подробному изучению планет и их спутников. Мы начнем с планет, находящихся ближе всего к Солнцу, а затем постепенно будем двигаться наружу, к одной планете за другой, пока не достигнем границ системы. Нам предстоит многое рассмотреть. Каждая планета сама по себе является шаром, и нам предстоит описать все, что о ней известно. Спутники, сопровождающие многие планеты, также представляют большой интерес. Необходимо учесть обстоятельства их открытия, их размеры, их движения и расстояния до них. Также окажется, что движения планет вызывают множество вопросов для размышлений и исследований. У нас будет возможность показать, как планеты взаимно влияют друг на друга и какие значительные последствия возникают в результате этих воздействий. Нам также придется время от времени обращаться к важным проблемам небесных измерений и небесных взвешиваний. Нам нужно показать, как можно определить размеры, массы и расстояния между различными объектами нашей системы. К счастью, большая часть нашей работы будет связана с уже полностью установленными фактами, результаты которых подтверждены многочисленными наблюдениями. Однако с самого начала нашего изучения нам приходится иметь дело с наблюдениями, которые далеко не являются точными. Компетентные авторитеты утверждают существование планеты, находящейся гораздо ближе к Солнцу, чем все известные до сих пор планеты. Этот вопрос до сих пор остается нерешенным, но эта планета не может находиться…

Его невозможно обнаружить. Поэтому мы и назвали тему этой главы «Планета романтики».

Долгое время считалось, что Меркурий, который долгое время считался ближайшей к Солнцу планетой, возможно, на самом деле не является тем объектом, который заслуживает такого статуса. Меркурий вращается вокруг Солнца на среднем расстоянии около 36 000 000 миль. Между ним и Солнцем могли существовать одна или несколько других планет. Возможно, одна из них вращалась на расстоянии десяти миллионов миль, другая — на расстоянии пятнадцати и так далее. Но существовали ли такие планеты? Существовала ли хотя бы одна планета, вращающаяся внутри орбиты Меркурия? Были определенные причины верить в существование такой планеты. В движениях Меркурия можно было заметить признаки воздействия, которое когда-то считалось возможным объяснить наличием внутренней планеты.[13] Однако существовала серьезная сложность в наблюдении за этим объектом. Он всегда должен находиться рядом с Солнцем, и даже в лучший телескоп обычно невозможно увидеть точку, похожую на звезду, в таком положении. Такую планету также невозможно было увидеть после заката, поскольку даже в наиболее благоприятных условиях она садилась почти сразу после Солнца, а аналогичные трудности делали ее невидимой при восходе Солнца.

Поэтому наши обычные методы наблюдения за планетами совершенно бесполезны. Мы вынуждены прибегать к необычным методам, если хотим разрешить важный вопрос о существовании планет внутри орбиты Меркурия. Существует по крайней мере два направления наблюдений, которые могут помочь нам ответить на этот вопрос.

Возможность для первого из них возникает тогда, когда неизвестная планета оказывается прямо между Землей и Солнцем. На диаграмме (рис. 40) Солнце показано в центре; внутренний пунктирный круг обозначает орбиту неизвестной планеты, которая еще до того, как ее существование было достаточно убедительно подтверждено, получила название Вулкан. Внешний круг обозначает орбиту Земли. Поскольку Вулкан движется быстрее Земли, часто случается, что эта планета обгоняет Землю, так что все три тела занимают положения, показанные на рисунке.

диаграмма. Однако из этого не обязательно следует, что Вулкан находится именно между Землёй и светилом. Траектория планеты может быть наклонена, так что, с точки зрения Земли, Вулкан будет находиться над или под Солнцем в зависимости от обстоятельств.

Если же Вулкан действительно существует, мы можем ожидать, что иногда эти три тела окажутся прямо на одной линии, и это даст желаемую возможность сделать телескопическое открытие планеты. В таком случае мы должны ожидать увидеть планету как тёмную точку, медленно движущуюся по поверхности Солнца. Два других планеты, находящиеся ближе к Земле, а именно Меркурий и Венера, время от времени наблюдаются во время прохождения; и нет сомнений в том, что если Вулкан существует, его прохождения через Солнце должны быть более частыми, чем у Меркурия, и гораздо более частыми, чем у Венеры. С другой стороны, можно разумно предположить, что Вулкан — это небольшой шар, и поскольку во время его прохождения он будет находиться гораздо дальше от нас, чем Меркурий, мы не можем ожидать, что прохождение этой «планеты-романтики» будет хоть как-то сравнимо по зрелищности с прохождениями любого из двух других упомянутых нами тел.

Возникает вопрос: раскрыли ли телескопические исследования что-либо, что можно было бы считать прохождением Вулкана. По этому вопросу невозможно говорить с полной уверенностью. Более одного раза наблюдатели утверждали, что видели точку, пересекающую Солнце, и, судя по её форме и общему внешнему виду, предположили, что это была планета, находящаяся между Землёй и Меркурием. Но тщательное рассмотрение обстоятельств, при которых были сделаны такие наблюдения, не способствовало укреплению уверенности в этом предположении. Такие открытия обычно делались людьми, мало знакомыми с телескопическими наблюдениями. Безусловно, значимым фактом является то, что, несмотря на тщательный осмотр Солнца в течение прошлого века астрономами, посвятившими себя этой области исследований, ни один действительно опытный астроном не объявлял о телескопическом открытии Вулкана на Солнце. Последнее сообщение о планете, пересекшей Солнце, датируется 1876 годом и было сделано немецким любителем, но что он

То, что сначала считалось планетой, оказалось небольшим солнечным пятном, сфотографированным в Гринвиче в ходе обычных ежедневных работ; его также наблюдали в Мадриде. После тщательного рассмотрения всей ситуации мы склонны считать, что в настоящее время не существует никаких надежных телескопических доказательств прохождения планеты, находящейся внутри Меркурия, перед поверхностью центрального светила.

Рис. 40. — Прохождение планеты Романса.
Однако существует ещё один метод, с помощью которого мы можем резонно надеяться обнаружить новые планеты в близости Солнца. Однако этот метод встречается крайне редко. Он возможен лишь тогда, когда Солнце полностью затмевается.

Когда Луна оказывается прямо между Землей и Солнцем, яркость дня временно сменяется темнотой ночи. Если

Когда небо безоблачно, звезды становятся видимыми даже вокруг закрытого Солнца. Даже если бы планета находилась совсем близко к светилу, она была бы видна в таких условиях, если бы её яркость была сопоставима с яркостью Меркурия. При попытке проведения подобных исследований необходима тщательная подготовка. Особым риском является возможность спутать планету с обычными звездами, на которые она, скорее всего, будет похожа. Выдающийся американский астроном профессор Уотсон специально подготовился к занятию этими исследованиями во время знаменитой полной луны 1878 года. Когда произошла луна, свет Солнца исчез, и звезды стали видимы. Среди них профессор Уотсон увидел объект, который, по его мнению, был долго искомой планетой, находящейся внутри орбиты Меркурия. Следует добавить, что этот усердный наблюдатель увидел ещё один объект, который изначально принял за звезду Зета в созвездии Рака. Однако когда он обнаружил, что местоположение этого объекта не совпадает так хорошо, как он ожидал, с известным положением этой звезды, он пришёл к выводу, что это не может быть Зета, а должна быть какая-то другая неизвестная планета. Однако относительные положения этих двух объектов, которые он считал планетами, с учётом сложностей наблюдения, довольно хорошо совпадают с относительными положениями звёзд Тета и Зета Рака, и теперь уже трудно сомневаться в том, что Уотсон видел лишь эти две звезды. Тем не менее он утверждал, что заметил также Тету Рака, помимо двух планет, но не записал её положение. Однако в том же районе находится ещё одна звезда — 20 Рака, и Уотсон, вероятно, принял её за Тету. Следует отметить, что Вулкан не наблюдался, несмотря на специальные поиски, во время лун, произошедших после 1878 года, и поэтому среди астрономов существует общее мнение, что планета внутри орбиты Меркурия до сих пор не обнаружена.

ГЛАВА VII.
МЕРКУРИЙ.
Древние астрономические открытия — Как был впервые обнаружен Меркурий — Его трудность наблюдения —
Меркурий был известен с древнейших времен — Необходимые навыки для его обнаружения — Различие Меркурия от звезды — Меркурий на Востоке и на Западе — Прогнозирование — Как наблюдать Меркурий — Его вид в телескоп — Трудности наблюдения за его видимостью — Орбита Меркурия — Скорость планеты — Может ли на этой планете существовать жизнь? — Изменения его температуры — Транзит Меркурия через Солнце — Наблюдения Гассенди — Вращение Меркурия — Масса Меркурия.

Долгая и славная история астрономических открытий. Открытия современности следуют одно за другим с такой скоростью, что они часто ослепляют наше воображение своим блеском, из-за чего мы порой склонны считать, что астрономические открытия — это чисто современное явление. Но нет более ошибочной идеи. Хотя мы в полной мере ценим достижения современности, давайте постараемся признать заслуги астрономов древности.

И когда мы говорим об астрономах древности, давайте четко поймем, что имеется в виду. Наука сейчас развивается так быстро, что каждый век свидетельствует о удивительном прогрессе; каждое поколение, каждое десятилетие, каждый год приносят свои награды тем усердным астрономам, которые так тщательно изучают небеса. Однако, чтобы увидеть знаменитое открытие Меркурия, нам необходимо обратить взгляд на далекую эпоху прошлого. По сравнению с ним открытия Ньютона можно считать весьма современными достижениями; даже объявление коперниковской системы небес само по себе является недавним событием по сравнению с открытием этой планеты, о которой сейчас идет речь.

Кем было сделано это великое открытие? Давайте посмотрим, можно ли ответить на этот вопрос, изучив астрономические записи. В конце своей знаменитой жизни Коперник выразил искренние сожаления о том, что он

Он так и не имел возможности увидеть планету Меркурий. Он особенно жаждал увидеть этот небесный тело, движения которого настолько наглядно иллюстрировали теорию движения небесных тел, разработанную им и принесшую ему бессмертную славу; однако у него никогда не получалось это сделать. Меркурий обычно не так легко виден, как некоторые другие планеты, и вполне возможно, что пары, исходившие от огромной лагуны у устья Вислы, затуманивали горизонт в Фрауэнбурге, где жил Коперник; поэтому у него было ещё меньше возможностей наблюдать Меркурий, чем в других местах.

Существование Меркурия, безусловно, было хорошо известным фактом во времена Коперника, поэтому его открытие следует искать в более ранние эпохи. В скудной астрономической литературе Средних веков встречаются эпизодические упоминания об этом небесном теле. Мы можем проследить наблюдения за Меркурием на протяжении далеких веков до начала нашей эры. Существуют записи и более ранних дат; в конце концов мы натыкаемся на наблюдение, дошедшее до нас более чем через 2000 лет — оно было сделано в 265 году до нашей эры. Однако не следует считать, что это наблюдение свидетельствует об открытии планеты. Ещё раньше главный астроном Ниневии упоминает Меркурий в отчете, представленном царю Ассирии Ашшурбанипалу. Совершенно маловероятно, что открытие произошло в то время недавно. Возможно, планета была открыта независимо в двух или более местах, но любые записи об таких открытиях полностью отсутствуют; мы не знаем ни имен открывателей, ни к каким народам они принадлежали, ни в какие эпохи жили.

Хотя это открытие имеет огромную древность, хотя оно было сделано до того, как сформировались правильные представления о истинной структуре Вселенной, и, разумеется, задолго до изобретения телескопа, всё же нельзя предполагать, что обнаружение Меркурия было чем-то простым или очевидным. Это станет ясно, если мы попытаемся представить себе способ, с помощью которого открытие, вероятно, было совершено.

Какой-то древний астроном, хорошо знавший небеса, научился распознавать различные звезды и созвездия. Опыт убедил его в постоянстве этих объектов: он видел, что Сириус неизменно появляется в одни и те же времена года, и замечал его положение относительно Ориона и других соседних созвездий. Точно так же каждая из остальных ярких звезд была для него знакомым объектом, всегда находившимся в определённой области неба. Он видел, как звезды восходят и заходят таким образом, что, хотя каждая звезда казалась движущейся, их относительное положение не могло измениться. Без сомнения, этот древний астроном был знаком с Венерой: он знал вечернюю звезду и утреннюю звезду; возможно, он пришёл к выводу, что Венера — это тело, которое колеблется с одной стороны Солнца на другую.

Мы можем легко представить, как было сделано открытие Меркурия под ясным небом восточной пустыни. Солнце село, короткий сумеречный период почти закончился, и вот, рядом с той частью горизонта, где свет угасающего солнца всё ещё освещает небо, появляется яркая звезда. Древний астроном знал, что в этом месте неба нет яркой звезды. Если объект его внимания — не звезда, то что же это может быть? Желая выяснить это, он наблюдал небо следующей ночью, и снова, выше над горизонтом, ещё более ярко, он увидел тот же объект, что и накануне. Каждую следующую ночь этот объект становился всё ярче и ярче, пока наконец не превратился в заметную «жемчужину» на небе. Возможно, он будет подниматься всё выше и выше; возможно, его яркость будет расти до уровня самой Венеры. Таковы были предположения, вполне вероятные для тех, кто первыми наблюдал этот объект; однако они не оправдались. После нескольких ночей исключительной яркости блеск этого таинственного тела уменьшается. Планета снова приближается к горизонту на закате, пока наконец не садится так скоро после солнца, что становится невидимой. Навсегда ли она исчезла? Могут пройти годы, прежде чем снова появится возможность наблюдать этот объект после заката; но тогда снова можно будет увидеть, как он проходит через ту же серию изменений, хотя…

Возможно, в совершенно иных обстоятельствах. Максимальная высота над горизонтом и максимальная яркость значительно меняются.

Для того чтобы древний астроном мог быть уверен, что все эти явления можно объяснить одним объектом, необходимо было провести длительные и тщательные наблюдения. В восточных пустынях явления рассвета, вероятно, были столь же знакомы, как и закат; на чистом небе, в том месте, где лучи солнца начинали появляться над горизонтом, иногда можно было увидеть яркую звездоподобную точку. С каждым днем этот объект поднимался все выше над горизонтом перед моментом рассвета, а его сияние усиливалось с увеличением расстояния; затем он снова приближался к солнцу и на многие месяцы исчезал из виду. Таковы были данные, которые имелись у древнего астронома: после заката виден был один объект, а перед рассветом — другой. Нам может показаться очевидным выводом из наблюдаемых фактов, что эти два объекта являются одним и тем же. Этот вывод верен, но ни в коем случае не является очевидным. Длительные и терпеливые наблюдения позволили установить поразительный закон: один из этих объектов никогда не был виден до тех пор, пока не исчезал другой. Отсюда был сделан вывод, что явления как при рассвете, так и при закате вызваны одним и тем же объектом, который колеблется вокруг солнца.

Мы можем легко представить, что объявление о тождестве этих двух объектов требовало тщательной проверки прежде, чем его можно было принять. Как следует применять тесты в подобном случае? Практически не может быть сомнений в том, что самое полное и убедительное доказательство научной истины заключается в сбывании прогнозов. После многих лет наблюдений за Меркурием была замечена определенная регулярность в его появлении на небосводе. Как только была установлена периодичность, стало возможно делать прогнозы. Можно было с точностью предсказать время, когда Меркурий будет виден после заката, и время, когда он будет виден перед рассветом! Когда оказалось, что эти прогнозы сбываются буквально — планета всегда появлялась там, где её ожидали согласно прогнозам, — стало невозможно отказаться от принятия этой гипотезы.

на чем основывались эти прогнозы. В основе этой гипотезы лежала предпосылка о том, что все различные проявления связаны с колебаниями одного тела, и поэтому открытие Меркурия было обосновано так же надежно, как и открытие Юпитера или Венеры.

В широтах Британских островов обычно можно увидеть Меркурий в течение года. Невозможно установить в разумных пределах какое-либо общее правило для определения дат, когда следует его искать; однако тот, кто решительно настроен увидеть эту планету, обычно добьется успеха при небольшом терпении. Сначала необходимо обратиться к альманаху, который указывает положение планеты, и выбрать момент, когда Меркурий является вечерней или утренней звездой. Такой момент в весенние месяцы особенно подходит, поскольку высота Меркурия над горизонтом обычно больше, чем в другие сезоны; а в вечерних сумерках, примерно через три четверти часа после заката, возможность увидеть это скромное, но прекрасное тело станет наградой для наблюдателя.

Для тех астрономов, у которых есть экваториальные телескопы, такие инструкции не нужны. Чтобы увидеть Меркурий в телескоп, сначала нужно обратиться к Морскому альманаху и определить его положение. Если он оказывается над горизонтом, мы можем сразу направить телескоп в это место, и даже в полдень планету часто удается увидеть. Однако телескопический вид Меркурия разочаровывает: хотя он и гораздо больше Луны, он находится на достаточном расстоянии, чтобы казаться незначительным. Тем не менее есть одна особенность взгляда на эту планету, которая сразу привлекает внимание. Обычно Меркурий не выглядит как круглое тело, а скорее имеет форму полумесяца, подобно миниатюрной Луне. Фазы планеты также объясняются точно такими же принципами, как и фазы Луны. Меркурий — это шар, состоящий, как и наша Земля, из материалов, не обладающих собственным источником освещения. Один полушарие планеты неизбежно должно быть обращено к Солнцу, и эта сторона соответственно ярко освещается солнечными лучами. Когда мы смотрим на Меркурий, мы не видим ничего из неосвещенной стороны, а полумесяц обусловлен усеченным видом, который мы получаем.

освещенная часть. Планета настолько мала, что при наблюдении невооруженным глазом невозможно определить форму этого светящегося тела. Действительно, даже у гораздо более крупной Луны Венеры для того, чтобы увидеть ее характерную форму, необходим телескоп. Однако, помимо того, что Меркурий имеет форму полумесяца и проходит через различные фазы в зависимости от изменения его относительного положения по отношению к Земле и Солнцу, мы можем увидеть лишь небольшую часть этой планеты. Она слишком мала и слишком ярка, чтобы можно было легко разглядеть детали на ее поверхности. Без сомнения, предпринимались попытки, и записывались наблюдения относительно некоторых очень тусклых и нечетких участков на поверхности планеты, но такие утверждения следует воспринимать с большой осторожностью.

Рис. 41. — Движение Меркурия, показывающее изменения фаз и видимого размера.

Факты, которые были тщательно установлены относительно Меркурия, в основном представляют собой числовые данные о траектории его движения вокруг Солнца. Время, необходимое планете для завершения одного оборота, составляет почти восемьдесят восемь дней. Средняя расстояние от Солнца — около 36 000 000 миль, а средняя скорость движения планеты превышает двадцать девять миль в секунду. Мы уже упоминали самую характерную и примечательную особенность орбиты Меркурия. Эта орбита отличается от траекторий всех других крупных планет тем, что она значительно более…

Отклонение от круговой формы. В большинстве случаев орбиты планет настолько близки к кругу, что диаграмма их движения, нарисованная с точным соблюдением масштаба, не будет отличаться от круга, если только не проводить тщательные измерения. В случае Меркурия обстоятельства иные: эллиптическая форма его орбиты будет совершенно очевидна даже для самого невнимательного наблюдателя. Расстояние от Солнца до планеты колеблется в довольно значительных пределах: минимальное значение составляет около 30 000 000 миль, а максимальное — около 43 000 000 миль. Согласно второму закону Кеплера, скорость планеты должна соответственно меняться: она должна двигаться быстро по той части своей орбиты, которая находится ближе к Солнцу, и медленнее — по более удаленным участкам. Максимальная скорость составляет около тридцати пяти миль в секунду, а минимальная — двадцати трех миль в секунду.

Чтобы правильно понять движение Меркурия, мы не должны разделять скорость от истинных размеров тела, которое осуществляет это движение. Без сомнения, скорость в двадцать девять миль в секунду является огромной по сравнению с теми скоростями, с которыми мы сталкиваемся в повседневной жизни. Скорость планеты в сто раз превышает скорость пули из ружья. Но если сравнивать размеры этих тел…

Учитывая их скорости, скорость движения Меркурия кажется относительно гораздо меньшей, чем у пули. Винтовочная пуля преодолевает расстояние, равное её собственному диаметру, в тысячи раз за секунду. Но хотя Меркурий движется гораздо быстрее, размеры планеты настолько велики, что для того, чтобы он преодолел расстояние, равное своему диаметру, потребуется две минуты. Если рассматривать планету как целое, то скорость её движения представляет собой спокойное и величественное продвижение, соответствующее её размерам.

Поскольку мы можем узнать очень мало или вообще ничего о истинной поверхности Меркурия, совершенно невозможно сказать, может ли там существовать жизнь. Однако мы можем с разумными основаниями заключить, что на Меркурии не может существовать жизнь, аналогичная той, которую мы знаем на Земле. Тепло и свет Солнца обрушиваются на Меркурий с интенсивностью, во много раз превышающей ту, которую мы испытываем. Когда планета находится на наибольшем расстоянии от Солнца, интенсивность солнечного излучения всё равно в четыре раза превышает максимальную температуру, достигающую Землю. Но когда Меркурий в процессе своих значительных изменений расстояния приближается к самой теплой части своей орбиты, он подвергается ужасающему жару. Интенсивность солнечного тепла тогда должна быть не менее чем в девять раз больше, чем максимальное излучение, которому мы подвергаемся.

Эти колоссальные климатические изменения следуют одно за другим гораздо быстрее, чем смена наших сезонов. На Меркурии промежуток времени между летним солнцестоянием и зимним солнцестоянием составляет всего сорок четыре дня, а весь год — всего восемьдесят восемь дней. Такие быстрые изменения солнечного тепла неизбежно оказывают сильное влияние на пригодность Меркурия для жизни. Г-н Леджер в своей интересной работе[14] верно отмечает, что если на Меркурии есть обитатели, то понятия «перигелий» и «апогелий», которые здесь часто рассматриваются как выражения сложных или труднопонятных идей, на поверхности этой планеты должны быть известны всем. Эти слова означают «близко к Солнцу» и «далеко от Солнца»; но мы не связываем эти выражения с какими-либо очевидными явлениями, поскольку изменения расстояния Земли от Солнца незначительны. Но на Меркурии…

где за шесть недель солнце восходит с видимым размером, более чем вдвое превышающим его обычный размер, и излучает в два раза больше света и тепла; такие изменения, обозначаемые перигелием и афелием, отражают идеи, очевидно тесно связанные с всей структурой планеты.

Тем не менее опрометчиво делать какие-либо выводы относительно климата исключительно на основании близости или удаленности солнца. Климат зависит от других факторов, помимо расстояния до солнца. Атмосфера, окружающая Землю, оказывает значительное влияние на температуру; если у Меркурия есть атмосфера — как часто предполагалось — его климат может быть изменен в любой необходимой степени. Однако кажется вряд ли возможным предположить, что какая-либо атмосфера может обеспечить достаточную защиту для жителей от резких и быстрых колебаний солнечного излучения. Все, что мы можем сказать, — это то, что проблема жизни на Меркурии относится к категории нерешенных, а возможно, и неразрешимых тайн.

В 1629 году Кеплер сделал важное заявление о предстоящих астрономических событиях. Он тщательно изучал движение планет и, основываясь на своих исследованиях прошлого, посмел предсказать будущее. Кеплер объявил, что в 1631 году планеты Венера и Меркурий совершат транзиты через Солнце, указав даты: 7 ноября для Меркурия и 6 декабря для Венеры. В то время это было очень значительное предсказание. Мы настолько привыкли обращаться к альманахам, чтобы узнать из них обо всех астрономических явлениях, ожидаемых в течение года, что склонны забывать, что в древности это было невозможно. Лишь постепенно астрономия стала настолько совершенной, что позволяет нам с точностью предсказывать возникновение более сложных явлений. Предсказание Кеплером этих транзитов за несколько лет до их наступления тогда считалось поистине выдающимся достижением.

Выдающийся ученый Гассенди решил проверить заявления Кеплера с помощью непосредственных наблюдений. Сегодня мы можем с точностью указать время транзитов с погрешностью в несколько минут, но в те первые попытки…

Достичь высокой точности было невозможно. Гассенди считал необходимым начинать наблюдения за транзитом Меркурия за два полных дня до момента, указанного Кеплером, и он разработал изящный план для проведения своих наблюдений. Свет Солнца проникал в затемненную комнату через отверстие в жалюзи, а линза формировала изображение Солнца на белом экране. Это действительно восхитительный и весьма эффективный способ изучения поверхности Солнца; даже в наши дни, с помощью лучших телескопов, один из методов наблюдения за нашим светилом основан на том же принципе.

Гассенди начал свои наблюдения 5 ноября и тщательно изучал изображение Солнца при каждой возможности. Однако транзит Меркурия начался лишь через пять часов после времени, указанного Кеплером. Подготовка Гассенди была проведена с использованием всех имеющихся у него средств, но они казались крайне несовершенными по сравнению с оборудованием современных обсерваторий. Он стремился записать момент появления планеты; для этой цели он расположил помощника в комнате ниже, который должен был измерять высоту Солнца в момент, указанный Гассенди. Сигнал для помощника передавался с помощью очень примитивного устройства: Гассенди должен был стучать по полу, когда наступал решающий момент. Несмотря на длительную задержку, которая иссякала терпение помощника, были получены некоторые ценные данные, и таким образом был зафиксирован первый проход планеты через Солнце.

Транзиты Меркурия не являются редкими явлениями (в XIX веке их было тринадцать), и они имеют значение прежде всего благодаря точности, которую приносят наши расчеты движения планеты при их наблюдении. Часто возникали надежды на то, что транзиты позволят получить информацию о физических характеристиках поверхности Меркурия, но эти надежды не сбылись.

Спектроскопические наблюдения за Меркурием крайне малочисленны. Они, по-видимому, указывают на то, что водяной пар является вероятным компонентом атмосферы Меркурия, как и в нашей собственной.

Известный итальянский астроном профессор Шиапарелли несколько лет назад сделал удивительное открытие относительно вращения планеты Меркурий. Он обнаружил, что планета вращается вокруг своей оси за тот же период времени, что и вокруг Солнца. Практическим следствием этого совпадения является то, что Меркурий всегда обращает к Солнцу одну и ту же сторону. Если бы наша Земля вращалась аналогичным образом, то полушарие, обращённое к Солнцу, испытывало бы вечный день, в то время как противоположное полушарие оказалось бы в вечной тьме. Согласно этому открытию, Меркурий вращается вокруг Солнца так же, как Луна вращается вокруг Земли. Поскольку скорость движения Меркурия вокруг Солнца очень переменчива из-за высокоэллиптической формы его орбиты, в то время как вращение вокруг оси происходит с постоянной скоростью, следует, что более чем половина поверхности (примерно пять восьмых) получает свет Солнца в течение одного меркурианского года.

Это важное открытие Шиапарелли недавно было подтверждено американским астрономом мистером Лоуэллом из Аризоны, США, который наблюдал планету в очень благоприятных условиях с помощью рефрактора диаметром 24 дюйма. Он обнаружил на поверхности Меркурия определённые узкие тёмные линии; очень медленное их смещение указывает на период вращения вокруг оси, полностью совпадающий с периодом обращения вокруг Солнца. Тот же наблюдатель показал, что ось вращения Меркурия перпендикулярна плоскости орбиты. Мистер Лоуэлл не обнаружил никаких признаков облаков или затемнений, а также никаких следов атмосферного покрова; поверхность Меркурия бесцветна — «география в чёрно-белых тонах».

Можно утверждать, что существует большая априорная вероятность в пользу реальности открытия Шиапарелли. Меркурий, будучи одной из планет, не имеющих спутников, находится под влиянием исключительно Солнца, что касается приливных явлений.

Это предмет нашего беспокойства. Кроме того, из-за близости Меркурия к Солнцу солнечные приливы на этой планете обладают особой силой. Поскольку приливы способствуют тому, что Меркурий всегда обращён к Солнцу одной стороной, нет причин сомневаться в том, что приливы действительно привели к тем результатам, которые, по нашим представлениям, они могли вызвать.

Здесь мы прощаемся с планетой Меркурий — интересным и красивым объектом, который будит наше интеллектуальное любопытство, но в то же время ускользает от наших попыток лучше его изучить. Однако есть один аспект, связанный с возможными знаниями, который мы должны упомянуть в заключение. Это сложная, но вовсе не невозможная задача — взвесить Меркурий на небесных весах и определить его массу по сравнению с другими телами нашей системы. Это тонкая операция, но она ведёт нас по одним из самых интересных путей астрономических открытий. Масса планеты, определённая недавно фон Астеном, составляет примерно одну двадцать четвёртую часть массы Земли, но этот результат менее точен, чем значения массы любой другой крупной планеты.

ГЛАВА VIII.
ВЕНЕРА.
Значимость этой планеты — неожиданность её появления — вечерняя звезда — видимость днём — освещается только Солнцем — фазы Венеры — почему полумесяц невидим невооружённым глазом — изменения кажущегося размера планеты — вращение Венеры — сходство Венеры с Землёй — транзиты Венеры — почему они представляют особый интерес — масштаб Солнечной системы — орбиты Земли и Венеры не лежат в одной плоскости — повторение транзитов попарно — вид Венеры во время транзита — транзиты 1874 и 1882 годов — ранние транзиты 1631 и 1639 годов — наблюдения Хоррокса и Крабтри — предсказание Галлея — как меняется траектория планеты в разных местах — иллюстрации параллакса — путешествие на Отахейте — результаты исследований Энке — вероятное значение расстояния до Солнца — наблюдения за последним транзитом Венеры в Дансинке — вопрос об атмосфере Венеры — другие способы определения расстояния до Солнца — статистика, касающаяся Венеры.

По одной причине было бы целесообразно начать наш обзор планетной системы с описания планеты Венера. Этот объект не отличается особенно большим размером, ведь существуют другие планеты, в сотни раз большие его. Орбита Венеры, безусловно, больше, чем у Меркурия, но гораздо меньше, чем у внешних планет. У Венеры даже нет великолепного сопровождения из мелких спутников, которое придаёт такое величие и интерес великим планетам нашей системы. Тем не менее факт остаётся фактом: среди всех планет Венера беспрецедентна. Мы говорим здесь не только о небесных телах, видимых только в телескопе; мы имеем в виду обычные наблюдения, с помощью которых Венера была обнаружена задолго до изобретения телескопов.

Кто не восхищался видом этого великолепного объекта? Его нельзя увидеть в любое время. На протяжении месяцев вечерняя звезда скрыта от человеческого взгляда. Её красота ещё больше усиливается из-за произвола и неопределённости, сопровождающих её появление. Мы не говорим, что в движениях Венеры есть какой-то произвол, как это известно тем, кто тщательно изучает альманахи. Движения этой прекрасной планеты там…

Описание этого явления сопровождается поверхностными деталями, которые вряд ли соответствуют образу Богини любви, каким её обычно представляют. Но для тех, кто не уделяет особого внимания звездам, именно неожиданность его появления является одной из его главных прелестей. Венера не привлекала внимания уже много месяцев. Это прекрасно ясный вечер; солнце только что село. Любитель природы, как и любой другой, обращает взгляд на закат. В золотистом сиянии запада виден сверкающий драгоценный камень — это вечерняя звезда, планета Венера. Через несколько недель снова происходит прекрасный закат, и теперь планета уже не находится низко в западном сиянии; она поднялась высоко над горизонтом и остается ярким объектом даже после наступления темноты. Ещё немного времени — и Венера достигает своей полной яркости и великолепия. Все небесные тела — даже Сириус и Юпитер — должны бледнеть перед великолепием Венеры, бесспорной королевы небес.

После нескольких недель яркости высота Венеры на закате снижается, и её сияние постепенно уменьшается. Она исчезает из виду, и большинство людей забывает о ней; но капризная богиня лишь переместилась с одной стороны неба на другую. До восхода солнца на востоке можно увидеть утреннюю звезду. Её яркость постепенно увеличивается, пока не сравнится с красотой вечерней звезды. Затем планета снова приближается к солнцу и остается невидимой в течение многих месяцев, пока снова не начнётся тот же цикл изменений через год и семь месяцев.

Когда Венера находится в состоянии максимальной яркости, её можно легко увидеть днём невооружённым глазом. Это поразительное зрелище неопровержимо свидетельствует о бесспорном превосходстве этой планеты по сравнению с другими планетами и звёздами. Действительно, в это время Венера в сорок–шестьдесят раз ярче любого звёздного объекта в северном небе.

Прекрасная вечерняя звезда часто бывает настолько заметной, что сначала может показаться трудным понять, что это тело не самоосвещаемое. Однако невозможно сомневаться в том, что планета на самом деле представляет собой лишь тёмный шар, и в этом отношении похожа на нашу Землю. Яркость планеты не так уж и велика…

Этот свет во много раз сильнее, чем свет Земли в солнечный день. Сияние Венеры обусловлено исключительно отраженным светом Солнца, причем процесс этот такой же, как и в случае с Луной.

Невооруженным глазом невозможно различить характерную полумесяцеобразную форму планеты — он кажется лишь яркой точкой, слишком маленькой, чтобы иметь заметную форму. Это объясняется физиологическими причинами. Оптические структуры глаза формируют изображение планеты на сетчатке, которое неизбежно бывает очень маленьким. Даже тогда, когда Венера находится ближе всего к Земле, диаметр планеты образует угол, не превышающий одной минуты дуги. Таким образом, изображение Венеры на чувствительной сетчатке имеет диаметр около одной шеститысячной доли дюйма. Как бы ни была тонка сетчатка, она недостаточна для восприятия формы такого крошечного изображения. Нервная структура, которая считается источником зрения, слишком груба для восприятия деталей этого крошечного изображения. Поэтому невооруженным глазом яркая Венера кажется лишь светлой точкой. Обычное зрение не может определить ее форму; тем более оно не может раскрыть истинную красоту ее полумесяцеобразной формы.

Если бы диаметр Венеры был в несколько раз больше, чем на самом деле, если бы эта планета была, например, размером с Юпитер или другие крупные планеты, то ее полумесяцеобразную форму можно было бы легко разглядеть невооруженным глазом. Интересно представить, какой могла бы быть история астрономии, если бы Венера была размером с Юпитер. Если бы все могли видеть ее полумесяцеобразную форму без телескопа, то стало бы элементарной и почти очевидной истиной, что Венера — это темное тело, вращающееся вокруг Солнца. Аналогия между Венерой и нашей Землей была бы сразу замечена; и теория, которую Коперник пришлось открывать в относительно современные времена, возможно, была бы передана нам вместе с другими открытиями древних восточных народов.

Рис. 43. Венера, 29 мая 1889 года.
Возможно, самым совершенным изображением Венеры, полученным до настоящего времени, является то, что было создано (рис. 43) профессором Э.Э. Барнардом 29 мая 1889 года с помощью 12-дюймового экваториального телескопа в обсерватории Лик; для этих целей профессор Барнард сочел его лучше, чем 36-дюймовый телескоп. Показанные на рисунке узоры, несомненно, существуют на планете. В 1897 году профессор Барнард писал: «Обстоятельства, при которых было сделано это изображение, навсегда останутся в моей памяти, ведь после этого у меня больше никогда не было столь идеальных условий для наблюдения Венеры».

На рис. 44 показаны три вида Венеры в разных фазах. Когда видна полумесяцевидная форма планеты, она находится гораздо ближе к Земле, поэтому кажется частью гораздо большего круга, чем тот, который образуется, когда Венера находится ближе к состоянию полной луны. На этом рисунке показаны разные фазы планеты в их истинных пропорциях. Очень трудно четко разглядеть что-либо…

Узоры на ярко освещенной поверхности Венеры. Иногда наблюдатели видели пятна или другие особенности на ее поверхности; кроме того, концы рогов имели нерегулярную форму, что, по-видимому, свидетельствует о том, что поверхность Венеры не является гладкой. Некоторые наблюдатели сообщали о наличии белых пятен на полюсах Венеры, которые в некоторой степени напоминали более заметные аналогичные образования, видимые на Марсе.

Поскольку очень трудно разглядеть какие-либо узоры на Венере, мы пока еще не можем дать однозначный ответ на важный вопрос о периоде вращения этой планеты вокруг своей оси. Различные наблюдатели за последние двести лет, опираясь на крайне недостаточные данные, пришли к выводу, что Венера вращается примерно за двадцать три часа. Шиапарелли из Милана обратил внимание на эту планету в 1877 году и заметил темное пятно и два ярких пятна, все они находились недалеко от южного конца серпа. Этот крайне тщательный астроном наблюдал за этими узорами в течение трех месяцев и обнаружил, что их положение не менялось. Это было особенно заметно при непрерывных наблюдениях в течение нескольких часов подряд. Этот факт, по-видимому, однозначно указывал на то, что Венера не может вращаться за двадцать три часа или за какой-либо другой короткий период времени. Неделя за неделей пятна оставались неизменными, пока Шиапарелли не убедился, что его наблюдения можно объяснить только определенным периодом вращения.

Период вращения составляет от шести до девяти месяцев. Он естественным образом пришел к выводу, что этот период равен 225 дням — то есть времени, за которое Венера совершает один оборот вокруг Солнца; другими словами, Венера всегда обращает к Солнцу ту же самую сторону.

Этот удивительный результат был подтвержден наблюдениями, проведенными в Ницце; однако он подвергся резкой критике со стороны нескольких наблюдателей, которые утверждают, что их собственные изображения могут соответствовать только периоду, примерно равному периоду вращения нашей Земли. Тем не менее результаты Шиапарелли хорошо подтверждаются письмами мистера Лоуэлла. Он опубликовал ряд изображений Венеры, сделанных с его 24-дюймовым телескопом, и обнаружил, что вращение происходит за тот же период времени, что и орбитальное движение планеты, причем ось вращения перпендикулярна плоскости орбиты. Пятна, замеченные мистером Лоуэллом, имели длинную форму и были всегда видны, когда атмосферные условия были достаточно хорошими.

Мы уже видели, что Луна вращается таким образом, чтобы всегда обращать к Земле ту же самую сторону. Теперь мы видим, что планеты Венера и Меркурий также, по-видимому, вращаются таким образом, что всегда обращают к Солнцу ту же самую сторону. Все эти явления представляют огромный интерес для более продвинутых разделов астрономических исследований. Это не просто совпадения; они возникают в результате действия приливов, что будет объяснено в следующей главе.

Как известно, наша Земля и Венера почти одинаковы по размеру. Разница едва заметна, но диаметр Земли на несколько миль больше, чем у Венеры. Есть признаки наличия атмосферы вокруг Венеры, а данные спектроскопии показывают наличие там водяного пара.

Если в атмосфере Венеры есть кислород, то, по-видимому, возможно существование жизни на этой планете, не сильно отличающейся по своим характеристикам от некоторых форм жизни на Земле. Без сомнения, температура на Венере значительно превышает ту температуру, с которой мы знакомы на Земле.

Но это не непреодолимая трудность. В настоящее время на Земле существует жизнь в очень жарких регионах и в очень холодных регионах. Действительно, чем ближе к экватору, тем более пышной становится жизнь; поэтому, если на поверхности Венеры есть вода и если кислород является составной частью её атмосферы, мы можем ожидать обнаружения на этой планете пышной тропической жизни, возможно, в некоторых отношениях аналогичной жизни на Земле.

В нашем описании планеты Меркурий, а также в кратком описании гипотетической планеты Вулкан, было необходимо упомянуть явления, связанные с прохождением планеты перед лицом Солнца. Такое событие всегда представляет интерес для астрономов, особенно в случае Венеры. В последние годы у нас была возможность стать свидетелями двух из этих редких явлений. Возможно, не будет преувеличением утверждение, что прохождения Венеры в 1874 и 1882 годах привлекли внимание в большей степени, чем любое другое астрономическое явление до этого.

Прохождение Венеры нельзя назвать чрезвычайно впечатляющим или красивым зрелищем. Это далеко не так великолепно, как появление крупного кометы или звёздного дождя. Почему же тогда оно считается настолько важным с научной точки зрения? Это потому, что это явление помогает нам решить одну из величайших проблем, которые когда-либо занимали ум человека. Благодаря прохождению Венеры мы можем определить масштаб, в котором построена наша Солнечная система. Действительно, это великолепная проблема. Давайте на мгновение задумаемся над ней. В центре нашей системы находится Солнце — величественный шар, в более чем миллион раз превосходящий по размеру Землю. Вокруг Солнца вращаются планеты, одной из которых является наша Земля. Существуют сотни мелких планет; некоторые из них сравнимы с Землёй, другие значительно превосходят её по размеру. Помимо планет в нашей системе есть и другие тела. Многие планеты сопровождаются системами вращающихся спутников. Существуют сотни, возможно, тысячи комет. Каждый из этих огромных скоплений объектов движется по определённой орбите вокруг Солнца, и вместе они образуют Солнечную систему.

Сравнительно легко выучить пропорции этой системы, измерить относительные расстояния планет от Солнца, а также относительный размер самих планет. Однако возникают особые трудности при попытке определить реальный размер системы и её форму. Именно этот второй вопрос позволяет метод прохождения Венеры через диск Солнца решить.

Взгляните, например, на обычную карту Европы. Мы видим, как точно отображены различные страны; можем определить маршруты рек; можем сказать, что Франция больше Англии, а Россия — больше Франции. Но как бы совершенно ни была составлена карта, для полного представления о размерах страны требуется ещё кое-что. Нам необходимо знать масштаб, по которому составлена карта. На карте имеется эталонная линия с определёнными отметками; эта линия указывает масштаб карты. Её задача — показать, сколько миль на реальной поверхности соответствует одному дюйму на карте. Без этого масштаба карта была бы совершенно бесполезна во многих целях. Предположим, мы обращаемся к ней, чтобы выбрать маршрут из Лондона в Вену: мы сразу увидим направление движения и города и страны, через которые придётся пройти. Но если мы не посмотрим на маленький масштаб в углу, карта не скажет нам, сколько миль будет длиной путь.

Карту Солнечной системы можно легко составить. Мы можем на ней нанести орбиты некоторых планет и их спутников, а также многие кометы. Мы можем определить для планет и их орбит соответствующие пропорции. Но чтобы карта была действительно полезной, требуется ещё кое-что. Нам нужен масштаб, который покажет, сколько миллионов миль на небесах соответствует одному дюйму на карте. Именно здесь мы сталкиваемся с трудностью. Однако существует несколько способов решения этой проблемы, хотя все они сложны и трудоёмки. Самый известный метод (хотя и далеко не лучший) был предложен во время прохождения Венеры через диск Солнца. В этом и заключается важность этого редкого явления. Это один из самых известных способов определения реального масштаба, по которому построена наша система. Оцените всю важность этой проблемы. Как только будет известен масштаб…

Как только все это будет определено, все станет ясно. Мы знаем размер Солнца; мы знаем его расстояние; мы знаем размеры Юпитера и расстояния, на которых вращаются его спутники; мы знаем размеры комет и расстояния, на которые они удаляются во время своего движения; мы знаем скорость падающих звезд; и мы приходим к важному выводу: наша Земля — лишь один из менее значимых членов «семьи» Солнца.

Поскольку орбита Венеры находится внутри орбиты Земли, а Венера движется быстрее Земли, следует, что Землю часто обгоняет эта планета. И в критический момент иногда бывает так, что Земля, планета и Солнце оказываются на одной прямой линии. Тогда мы можем увидеть Венеру на поверхности Солнца, и это явление называется транзитом Венеры. Действительно, совершенно очевидно, что если бы три тела находились точно на одной линии, наблюдатель на Земле, глядя на планету, увидел бы её четко выделяющейся на фоне яркого Солнца.

Учитывая, что Землю обгоняет Венера раз в девятнадцать месяцев, может показаться, что транзиты планеты должны происходить с соответствующей частотой. Но это не так; транзит Венеры — крайне редкое явление, и часто проходит сто лет или больше без единого такого транзита. Редкость этих явлений объясняется тем, что орбита Венеры наклонена по отношению к плоскости орбиты Земли; поэтому в течение половины своего пути Венера находится над плоскостью орбиты Земли, а в другой половине — под ней. Когда Венера обгоняет Землю, линия, соединяющая Землю и Венеру, как правило, проходит через Солнце или под ним. Однако если Венера обгонит Землю в точке или близко к точке, где плоскость её орбиты пересекается с плоскостью орбиты Земли, тогда три тела окажутся на одной линии, и произойдет транзит Венеры. Редкость возникновения транзита больше не является загадкой. Земля проходит через одну из критических точек каждый декабрь, а через другую — каждый июнь. Если совпадение Венеры происходит 6 июня или 7 декабря, или близко к этим датам, тогда произойдет транзит Венеры, но ни в каких других случаях.

Самым примечательным законом, касающимся повторения этого явления, является известный восьмилетний интервал. Все транзиты можно сгруппировать попарно; два транзита в каждой паре разделяются интервалом в восемь лет. Например, транзит Венеры произошел в 1761 году, а затем снова в 1769 году. Дальнейших транзитов не было до тех пор, пока они не наблюдались в 1874 и 1882 годах. Затем снова наступает длительный период: следующий транзит состоится только в 2004 году, но за ним последует еще один в 2012 году.

Такая группировка транзитов попарно позволяет дать очень простое объяснение. Оказывается, что периодический период обращения Венеры имеет значительную связь с периодическим периодом обращения Земли. Планета совершает тринадцать оборотов вокруг Солнца почти за то же время, за которое Земле требуется восемь оборотов. Следовательно, если в 1874 году Венера и Земля находились на одной прямой линии с Солнцем, то через восемь лет Земля снова окажется в том же положении; так же будет и с Венерой, поскольку она успеет совершить тринадцать оборотов. Поскольку транзит Венеры уже произошел один раз, он должен произойти и во второй раз.

Однако не следует предполагать, что каждые восемь лет планеты снова займут точно такое же положение, чтобы интервал между транзитами составлял регулярные восемь лет. Точно так же, как и тринадцать оборотов Венеры совпадают с восемью оборотами Земли, это верно лишь приблизительно. Каждое последующее сближение планет происходит в немного другом положении, поэтому когда планеты снова собрались вместе в 1890 году, точка сближения находилась настолько далеко от критической точки, что линия, соединяющая Землю и Венеру, не пересекала Солнце. Таким образом, хотя Венера прошла очень близко от Солнца, транзита не произошло.

На рисунке 45 показан транзит Венеры в 1874 году. Он взят с фотографии, сделанной во время этого события господином Янссеном. Его телескоп был направлен на Солнце в те значимые минуты, пока длилось событие, и таким образом на фотопластинке, помещенной в телескоп, был запечатлен образ Солнца. Более светлый круг представляет собой диск Солнца. На нем…

На диске мы видим круглый, четкий образ Венеры, показывающий характерный внешний вид планеты во время прохождения ее через Солнце. Единственными другими элементами, которые можно заметить на рисунке 45 — Венера на Солнце во время транзита 1874 года, — являются несколько солнечных пятен, отображаемых довольно тускло, и сеть линий, нанесенных на стеклянную пластину в поле зрения телескопа для удобства измерений.

Соседний рисунок (рис. 46) показывает траекторию, по которой планета двигалась во время своего прохождения через Солнце в 1874 и 1882 годах. Нашему поколению посчастливилось стать свидетелями обоих этих событий, показанных на этом рисунке. Белый круг обозначает диск Солнца; планета проникает на его белую поверхность, сначала напоминая вырезку из края Солнца. Постепенно черное пятно выходит впереди Солнца, и спустя почти полчаса черный диск становится полностью видимым. Медленно…

Планета пролетает по небу, за ней следуют сотни телескопов из всех доступных уголков земного шара, откуда видно это явление; и в конце концов, в течение нескольких часов, она появляется с другой стороны.

Будет полезно кратко вспомнить различные транзиты Венеры, о которых сохранились исторические записи. Их не так много. С момента появления человека на Земле произошло сотни подобных явлений. Лишь к 1631 году внимание начали обращать на это явление, хотя транзит, который, без сомнения, произошел в тот год, никем не был замечен. Успех Гассенди в наблюдении транзита Меркурия, о котором мы говорили в предыдущей главе, побудил его надеяться, что ему также удастся наблюдать транзит Венеры, который также предсказал Кеплер. Гассенди наблюдал Солнце 4, 5 и 6 декабря. Он снова наблюдал его 7 декабря, но не увидел никаких признаков планеты. Теперь мы знаем причину: транзит Венеры произошел ночью, между 6 и 7 декабря, и поэтому был невидим для европейских наблюдателей.

Кеплер не заметил, что еще один транзит произойдет в 1639 году. Это открытие сделал другой астроном, и именно с него можно считать начало истории этого явления. Это был первый случай, когда это явление было действительно зафиксировано; при этом его увидели не многие. Насколько известно, его наблюдали всего два человека.

Молодой и страстный английский астроном по имени Хоррокс проводил расчеты, связанные с движением Венеры. Он обнаружил, что транзит Венеры повторится в 1639 году, и приготовился подтвердить это. Утром в тот день — который как раз выпал на воскресенье — Солнце взошло ярким. Профессия священника, которой занимался Хоррокс, вступила в противоречие с его желаниями быть астрономом. Он рассказывает, что в девять часов его вызвали по делу крайней важности — без сомнения, речь идет о его служебных обязанностях; но дело быстро было сделано, и немного перед десятью он снова взглянул на небо, только чтобы увидеть яркое лицо Солнца без каких-либо необычных особенностей.

Была видна темная точка, но это не было ничем, что можно было бы принять за планету. Опять же, в полдень наступило прерывание: он пошел в церковь, но вернулся к одному часу. Это также не были единственные препятствия для его наблюдений. В течение части дня солнце также было более-менее затянуто облаками. Однако в 1:15 дня его служебные обязанности закончились; облака рассеялись, и он снова приступил к наблюдениям. К его огромной радости он увидел на солнце круглую темную точку, которую сразу же опознал как планету Венеру. Наблюдения не могли продолжаться долго: была глубокая зима, и солнце быстро садилось. У него было всего полчаса, но он заранее провел столь тщательную подготовку, что этого хватило для получения некоторых ценных измерений.

Хоррокс заранее сообщил о предстоящем событии своему другу Уильяму Крабтри. Поэтому Крабтри находился в состоянии бдительности и сумел увидеть прохождение планеты; впечатляющая картина его знаменитых наблюдений представлена на одном из прекрасных фресок в ратуше.

Манчестер. Но Хоррокс не сообщил эту информацию никому другому; как он говорит: «Надеюсь, меня простят за то, что я не стал информировать ожидаемое явление других своих друзей — большинство из них мало интересуется подобными пустяками, предпочитая своих соколов и охотничьих собак, если можно так выразиться; и хотя в Англии есть и поклонники астрономии, с некоторыми из которых я знаком, я не смог передать им эту радостную новость, поскольку сам об этом знал очень мало».

Лишь спустя долгое время была полностью осознана важность транзита Венеры. Прошло почти столетие, прежде чем великий астроном Галлей (1656–1742) обратил на это внимание. Следующий транзит должен был произойти в 1761 году, и за сорок пять лет до этого события Галлей описал свой знаменитый метод определения расстояния до Солнца с помощью транзита Венеры.[15] В то время ему было шестьдесят лет; он не мог рассчитывать на то, что доживет до этого события; но благородными словами он обратил внимание учёных на эту проблему, обращаясь к Королевскому обществу Лондона: «Именно это я и хочу сейчас представить этому знаменитому Обществу, которое, как я предвижу, будет существовать вечно, чтобы заранее объяснить молодым астрономам, которые, возможно, доживут до наблюдения этих явлений, метод, с помощью которого можно с достоверностью определить огромное расстояние до Солнца... Поэтому я снова и снова рекомендую его тем любознательным астрономам, у которых после моей смерти будет возможность наблюдать за этими явлениями, чтобы они запомнили моё напоминание и приложили все усилия для проведения наблюдений, и я искренне желаю им всего возможного успеха — во-первых, чтобы они не были лишены этого весьма желанного зрелища из-за несвоевременной пасмурности неба, а во-вторых, чтобы, более точно определив размеры планетарных орбит, они добились бессмертной славы и почестей». Галлей дожил до преклонного возраста, но умер за девятнадцать лет до происходства транзита.

Студент астрономии, желающий узнать, как транзит Венеры позволяет определить расстояние до Солнца, должен быть готов столкнуться с геометрической задачей немалой сложности. Мы не можем предоставить по этой теме подробности...

Для полного объяснения это было бы необходимо. Всё, что мы можем сделать, — это дать общее описание этого метода, достаточное для того, чтобы читатель понял, что прохождение Венеры действительно содержит все необходимые элементы для решения проблемы.

Сначала мы должны четко объяснить понятие, известное астрономам под названием параллакс; именно с помощью параллакса необходимо определять расстояние до Солнца или, вообще говоря, до любого другого небесного тела. Возьмём простой пример. Встаньте у окна, откуда можно видеть здания, деревья, облака или любые дальние объекты. Положите на стекло тонкую полоску бумаги вертикально посередине одного из стёкол. Закройте правый глаз и левым глазом отметьте положение полоски бумаги относительно объектов на фоне. Затем, оставаясь в том же положении, закройте левый глаз и снова посмотрите на положение полоски бумаги правым глазом. Вы обнаружите, что положение бумаги на фоне изменилось. Когда я сижу в своем кабинете и смотрю в окно, правым глазом вижу полоску бумаги перед определённой ветвью дерева, находящейся в нескольких сотнях ярдов от меня; левым глазом бумага уже не находится перед этой ветвью — она переместилась ближе к контуру дерева. Это кажущееся смещение полоски бумаги относительно дальнего фона и есть то, что называется параллаксом.

Подойдите ближе к окну и повторите наблюдение — вы обнаружите, что кажущееся смещение полоски увеличивается. Уйдите от окна — смещение уменьшается. Перейдите на другую сторону комнаты — смещение становится значительно меньше, хотя, вероятно, всё ещё заметно. Таким образом мы видим, что изменение кажущегося положения полоски бумаги, видимой правым или левым глазом, изменяется в зависимости от расстояния; однако оно изменяется в противоположном направлении от расстояния: по мере увеличения одного из них уменьшается другое. Таким образом мы можем соотнести каждое конкретное расстояние с соответствующим конкретным смещением. Из этого легко следует, что если у нас есть способ измерять величину смещения, то у нас есть и способ рассчитать расстояние от наблюдателя до окна.

Именно этот принцип, применяемый в гигантских масштабах, позволяет нам измерять расстояния до небесных тел. Возьмем, к примеру, планету Венеру: пусть она соответствует полоске бумаги, а Солнце, на котором наблюдается прохождение Венеры, — фону. Вместо двух глаз наблюдателя мы размещаем две обсерватории в отдаленных регионах Земли; мы смотрим на Венеру из одной обсерватории, затем из другой; измеряем величину смещения и на ее основе вычисляем расстояние до планеты. Все зависит от средств, которые у нас есть для измерения смещения Венеры, видимой из двух разных пунктов. Существует несколько способов это сделать, но самый простой — тот, который первоначально предложил Галлей.

Из обсерватории в точке а Венера, как кажется, следует верхней из двух траекторий, показанных на сопутствующей рисунке (рис. 47). Из обсерватории в точке б она следует нижней траекторией, и нам нужно измерить расстояние между этими двумя траекториями. Это можно сделать несколькими способами. Предположим, что наблюдатель в точке а записывает время, за которое Венера проходит по диску Солнца, и аналогичные наблюдения проводятся в точке б. Поскольку траектория, видимая из точки б, больше, следует, что время, зарегистрированное в точке б, будет больше, чем в точке а. При сравнении наблюдений с разных полушарий полученные времена позволяют рассчитать длины траекторий. Зная длины траекторий, определяется их положение на круглом диске Солнца, и таким образом устанавливается величина смещения Венеры во время прохождения. Таким образом измеряется расстояние до Венеры, и становится известна шкала Солнечной системы.

Два прохождения, на которые указывали знаменитые исследования Галлея, произошли в 1761 и 1769 годах. Результаты первого прохождения оказались не очень успешными, несмотря на усердные усилия тех, кто занимался наблюдениями. Прохождение 1769 года представляет особый интерес не только для определения расстояния до Солнца, но и потому, что оно послужило поводом для первого из знаменитых путешествий капитана Кука. Именно чтобы увидеть прохождение Венеры, капитан Кук был отправлен в Отахите, и там, 3 июня, в прекрасный день в этом изумительном климате, произошло это явление.

Его тщательно наблюдали и измеряли разные исследователи. Одновременно с этими наблюдениями проводились другие в Европе и в других местах, и на основе совокупности всех наблюдений было получено приблизительное представление о расстоянии до Солнца. На рис. 47 показано, как происходило наблюдение транзита Венеры от двух точек на Земле — а и б. Однако полное обсуждение этих наблюдений состоялось лишь спустя некоторое время. Лишь в 1824 году знаменитый Энке вычислил расстояние до Солнца и указал в качестве окончательного результата 95 000 000 миль. В течение многих лет это число неизменно использовалось, и многие из нынешнего поколения помнят, что в школе им говорили, что Солнце находится на расстоянии 95 000 000 миль. В конце концов начали появляться сомнения относительно точности этого результата. Эти сомнения возникали в разных местах и подавались с разной степенью значимости; однако все они указывали на одно: расстояние до Солнца на самом деле не так велико, как результат, полученный Энке. Следует помнить, что существует несколько способов определения расстояния до Солнца.

И нашим долгом будет упомянуть позже некоторые другие методы. Было установлено, что результат, полученный Энке на основе наблюдений, проведённых в 1761 и 1769 годах с использованием инструментов, худших по качеству, чем наши современные, был слишком велик; следовательно, расстояние до Солнца можно сейчас оценить примерно в 92 000 000 миль.

Я решаюсь описать наш личный опыт наблюдения прошлого прохождения Венеры, которое нам посчастливилось увидеть из обсерватории Дансинк во второй половине дня 6 декабря 1882 года.

Утро этого значимого дня оказалось настолько неблагоприятным для наблюдения за астрономическим явлением, как только можно себе представить. Землю покрывал снег толщиной в несколько дюймов, и он продолжал падать без перерыва в течение всего утра. Казалось почти безнадёжным возможность увидеть это явление из обсерватории; однако в таких случаях полезно помнить совет, данный наблюдателям во время знаменитой экспедиции для наблюдения затмения. Им было приказано, независимо от погодных условий, выполнять все подготовительные мероприятия точно так же, как они бы это сделали, если бы Солнце светило во всей своей красе. Без сомнения, многие наблюдатели воспользовались этим советом; мы также последовали ему и добились значительного успеха.

В то время в обсерватории имелись два экваториальных телескопа: один из них — старый, но довольно хороший инструмент с апертурой около шести дюймов; другой — большой южный экваториальный телескоп с апертурой в двенадцать дюймов, уже упоминавшийся ранее. В одиннадцать часов ситуация стала ещё хуже, чем раньше; но мы сразу приступили к подготовкам. Я поручил мистеру Рамбо работу с маленьким экваториальным телескопом, а сам взял на себя управление южным телескопом. Когда открыли купола, снег всё ещё падал; но согласно заранее разработанному плану телескопы были направлены не на само Солнце, а на место, где, по нашим данным, оно находилось, причём механизм был запущен, чтобы телескопы продолжали указывать на невидимое Солнце. Ожидаемое время прохождения ещё не наступило.

Необходимо также упомянуть о окуляре, используемом в южном экваториальном инструменте. Разумеется, очевидно, что сильный свет Солнца необходимо сильно ослабить, прежде чем глаз сможет смотреть на него без вреда для зрения. Свет от Солнца падает на кусок прозрачного стекла, наклоненного под определенным углом; основная часть тепла Солнца, а также определенное количество его света проходят сквозь стекло и теряются. Однако определенная доля света отражается от стекла и попадает в окуляр. Интенсивность этого света уже значительно снижена, но ее можно еще больше уменьшить с помощью изобретательного устройства. Стекло, отражающее свет, делает это под так называемым поляризационным углом; между окуляром и глазом находится пластина из турмалина. Наблюдатель может поворачивать эту пластину. В одном положении она почти не влияет на поляризованный свет, а в положении, перпендикулярном ему, она практически полностью блокирует его. Простым регулированием положения турмалина наблюдатель может сделать яркость изображения такой, какая ему нужна, тем самым обеспечивая соответствующий уровень освещения при наблюдении за Солнцем.

Но в этот раз такие устройства казались всего лишь насмешкой. Турмалин был готов, но до одного часа не было видно ни малейшего следа Солнца. Однако вскоре после одного часа мы заметили, что становится светлее; глянув на север, откуда дул ветер и шел снег, мы с неописуемой радостью увидели, что облака рассеиваются. Наконец, небо на юге начало проясняться, и, когда наступил критический момент, мы смогли разглядеть место, где появлялось Солнце. Но предсказанный момент наступил и прошел, а Солнце так и не выглянуло из-за облаков, хотя с каждой минутой становилось все более очевидным, что оно это сделает. Таким образом, внешний контакт не состоялся. Мы пытались утешить себя мыслью, что это в конце концов не такая уж важная фаза, и надеялись, что внутренний контакт удастся лучше.

Наконец лучи, пробиваясь сквозь препятствия, позволили мне увидеть в целеуказателе круглый, четкий диск Солнца; я с нетерпением взглянул на то место…

На что было сосредоточено внимание. Прошло несколько минут с момента предполагаемого первого контакта, и, к моему удовольствию, я увидел небольшую щель по краю Солнца, свидетельствовавшую о том, что транзит начался и что планета находилась в этот момент на одной трети пути к Солнцу. Но критический момент ещё не наступил. Под «первым внутренним контактом» мы подразумеваем момент, когда планета полностью входит в Солнце. Этот первый контакт должен был произойти на двадцать одну минуту позже, чем уже упомянутый внешний контакт. Однако облака снова разрушили наши надежды увидеть внутренний контакт. Постоянно наблюдая за потрясающе красивым зрелищем постепенного продвижения планеты, я заметил, что между мной и Солнцем находятся ещё какие-то объекты. Это были снежинки, которые снова начали быстро падать. Должен признать, что это явление было поистине прекрасным. Телескопический эффект снежной бури на фоне Солнца я раньше никогда не видел. Это напоминало мне «золотой дождь», который иногда можно увидеть, когда с неба падают ракеты во время фейерверков; я бы с радостью обошёлся без этого зрелища, ведь это неизбежно приводило к тому, что Солнце и Венера снова исчезали из поля зрения. Облака сгущались, снежная буря бушевала так же сильно, как и раньше, и мы едва осмеливались надеяться увидеть что-либо ещё; прошёл 1 час 57 минут — первый внутренний контакт закончился, и Венера полностью вошла в Солнце. Мы имели лишь краткий вид на происходящее и ещё не смогли провести никаких измерений или других наблюдений, которые могли бы быть полезны. Тем не менее, даже увидеть хотя бы часть транзита Венеры — это событие, которое стоит запомнить на всю жизнь, и мы испытали такую радость, которую трудно выразить словами, даже от этого небольшого успеха.

Но было что-то получше. Мой помощник подошёл с сообщением, что ему тоже удалось увидеть Венеру в той же фазе, что и мне. Мы оба вернулись к своим местам, и в половине третьего облака начали рассеиваться, и перспективы увидеть Солнце улучшились. Теперь уже не шло речи об наблюдениях за контактом. К этому времени Венера уже находилась глубоко внутри Солнца, поэтому мы приготовились к наблюдениям с использованием микрометра, прикреплённого к окуляру. Наконец облака рассеялись, и в

В этот раз Венера полностью вошла в Солнце, так что расстояние от края планеты до края Солнца составляло примерно вдвое больше диаметра самой планеты. Мы измеряли расстояние от внутреннего края Венеры до ближайшей части Солнца. Эти наблюдения проводились как можно чаще, но следует отметить, что они были возможны лишь с большими трудностями. Солнце находилось очень низко, и края Солнца и Венеры совсем не имели той стабильности, которая необходима для микрометрических измерений. Края Солнца дрожали, а Венера, хотя иногда и имела круглую форму, очень часто искажалась до такой степени, что измерения становились крайне неточными.

Нам удалось получить в общей сложности шестнадцать измерений; но Солнце продолжало опускаться, облака снова начали мешать, и мы поняли, что продолжение наблюдений за прохождением Венеры придётся поручить тысячам астрономов в более благоприятных климатических условиях, которые с нетерпением этого ждали. Однако до окончания явления я нашёл несколько минут среди своих механических занятий с микрометром, чтобы взглянуть на прохождение Венеры в более живописной форме, которую предоставляло большое поле телескопа. Солнце уже начинало приобретать красноватые оттенки заката, и там, глубоко на его поверхности, виднелся чёткий, круглый чёрный диск Венеры. Тогда становилось легко почувствовать ту великую радость, которую испытал Хоррокс, когда в 1639 году впервые увидел это зрелище. Сам интерес явления, его редкость, исполнение пророчества, важная задача, которую помогает решить прохождение Венеры — всё это приходит нам на ум, когда мы смотрим на эту прекрасную картину; её повторение произойдёт лишь тогда, когда в июне 2004 года снова расцветут цветы.

Прохождение Венеры также даёт возможность изучить физическую природу этой планеты, и здесь мы можем кратко указать на полученные результаты. Во-первых, прохождение Венеры может пролить свет на вопрос о том, сопровождается ли она спутником. Если бы Венеру сопровождал небольшой объект, находящийся в близком расстоянии, можно было бы предположить, что в обычных условиях сияние планеты заглушит слабый луч света от этого крошечного спутника.

И тем самым спутник оставался бы незамеченным. Поэтому представляло большой интерес тщательно изучить окрестности планеты во время её прохождения мимо Солнца. Если бы спутник существовал — а существование одного или нескольких таких тел часто предполагалось — то его можно было бы обнаружить на фоне яркого света Солнца. Во время недавних прохождений особое внимание уделялось этому вопросу, но спутника Венеры обнаружено не было. Поэтому кажется весьма маловероятным, что Венера может иметь какой-либо сопровождающий её шар значительных размеров.

Наблюдения, направленные на изучение атмосферы, окружающей Венеру, принесли больший успех. Если бы у планеты не было атмосферы, она была бы полностью невидима непосредственно перед началом прохождения мимо Солнца и снова стала бы полностью невидимой, как только покинула бы Солнце. Однако результаты наблюдений во время прохождений не соответствуют таким предположениям. Во время недавних прохождений особое внимание уделялось именно этому вопросу. Результаты оказались очень значительными и самым убедительным образом доказали наличие атмосферы вокруг Венеры. По мере того как планета постепенно удалялась от Солнца, можно было увидеть, что круглая граница планеты, выступающая в темноту, ограничивается круглым световым дугой. Доктор Копеланд, который наблюдал это прохождение в очень благоприятных условиях, действительно смог следить за планетой до тех пор, пока она полностью не скрылась за Солнцем; в этот момент сама планета, хотя и была невидима, четко выделялась световым поясом, окружавшим её. Этот светящийся круг невозможно объяснить иначе, как предположением о том, что шар Венеры окружен атмосферным слоем так же, как и Земля.

Может возникнуть вопрос: в чем преимущество того, чтобы тратить столько времени и усилий на такое небесное явление, как прохождение Венеры, которое имеет так мало отношения к практическим делам? Какая разница, находится ли Солнце на расстоянии 95 000 000 миль или всего лишь 93 000 000 миль, или на любом другом расстоянии? Нужно сразу признать, что это исследование имеет лишь незначительное отношение к практическим аспектам. Без сомнения, кто-то может утверждать, что для точного расчета наших морских альманахов нам необходимо…

Точные знания расстояния до Солнца имеют огромное значение для нашей торговли, поскольку она зависит от умелого навигирования. Одним из факторов успеха является надежность «Морского альманаха». Следовательно, повышение качества этого альманаха должно как-то связано с совершенствованием методов навигации. Как сообщают авторитетные источники, во время попытки добраться до порта в бурную ночь или в других критических ситуациях даже один ярд пространства на море часто имеет огромное значение; таким образом, вполне возможно, что безопасность корабля обусловлена крайне незначительным влиянием прохождения Венеры на «Морской альманах».

Однако время, усилия и деньги, затрачиваемые на наблюдение за прохождением Венеры, можно оправдать совершенно иными причинами. Мы видим в этом ценный источник информации. Оно позволяет определить расстояние до Солнца, что является основой для всех значимых измерений Вселенной. Это удовлетворяет интеллектуальное любопытство человека, позволяя узнать истинные размеры величественной Солнечной системы, в которой Земля играет достойную, хотя и второстепенную роль; кроме того, это помогает нам понять огромные масштабы, на которых построена Вселенная.

Учитывая ограничения объема данного труда, мы не можем продолжать обсуждение прохождения Венеры. Как только мы начинаем изучать детали этих наблюдений, мы сразу сталкиваемся с множеством технических и сложных аспектов. К сожалению, существуют серьезные трудности в проведении наблюдений с необходимой точностью. Моменты, когда Венера входит в солнечное диско и покидает его, невозможно зафиксировать с высокой точностью: отчасти из-за особого оптического обмана, известного как «черная капля», при котором кажется, что Венера остается на краю Солнца в течение нескольких секунд, отчасти из-за влияния атмосферы планеты, что также затрудняет точное определение времени контакта. Поэтому с помощью наблюдений за прохождением Венеры трудно определить расстояние до Солнца с той точностью, которая требуется современной науке. По-видимому, окончательное определение расстояния до Солнца будет получено совершенно иным способом. Об этом будет рассказано далее.

В главе XI мы уже рассмотрели некоторые аспекты прохождения Венеры, поэтому теперь у нас меньше сомнений относительно возможности использования этого явления в качестве метода небесной съемки.

Теперь нам следует завершить описание этой прекрасной планеты; но прежде чем это сделать, давайте добавим — или в некоторых случаях повторим — несколько статистических данных о размерах и характеристиках орбиты планеты.

Диаметр Венеры составляет около 7,660 миль; планета практически имеет сферическую форму, хотя можно предположить, что её полюсный диаметр немного меньше экваториального. Этот диаметр на 258 миль меньше диаметра Земли. Масса Венеры составляет примерно три четверти массы Земли; если же сравнивать массу Венеры с массой Солнца, то она соответствует дроби 1/425,000. Следует отметить, что масса Венеры по сравнению с её объемом не так велика, как можно было бы ожидать. Плотность Венеры составляет примерно 0,850 от плотности Земли. Вес Венеры будет в 4,81 раза больше, чем у шара воды такого же размера. Гравитация на её поверхности будет незначительно меньше, чем на поверхности Земли: тело, падающее здесь, опустится на 16 футов в секунду, тогда как на поверхности Венеры — примерно на 3 фута меньше. Вполне возможно, что время вращения Венеры совпадает с периодом её обращения вокруг Солнца.

Орбита Венеры выделяется тем, что она очень близка к круговой форме. Максимальное расстояние планеты от Солнца на 1% меньше минимального расстояния. Среднее расстояние Венеры от Солнца составляет около 67,000,000 миль; средняя скорость движения по орбите — почти 22 мили в секунду. Весь путь покрывается за 224,70 дня.

ГЛАВА IX.
ЗЕМЛЯ.

Земля — это огромный шар; как измеряется размер Земли; базовая линия; широта, определяемая высотой полюсов; градус меридиана; Земля не является сферой; эксперимент с маятником; медленно ли или быстро движется Земля? Совпадение оси вращения и оси формы; наличие тепла в Земле; когда-то Земля была в состоянии жидкости; эффекты центробежной силы; сравнение с Солнцем и Юпитером; выпуклость экватора; взвешивание Земли; сравнение веса Земли с весом такого же водного шара; сравнение Земли с свинцовым шаром; маятник; использование маятника для измерения интенсивности гравитации; принцип изохронизма; форма Земли, определяемая с помощью маятника.

То, что Земля должна быть круглым телом, — это истина, которая сразу же следует из простых астрономических соображений. Солнце круглое, Луна круглая, а телескопы показывают, что планеты также круглые. Без сомнения, кометы не круглые, но комета в любом случае не представляет собой твердое тело. Мы можем видеть сквозь такие хрупкие объекты, а их вес слишком мал, чтобы наши методы измерения могли его определить. Если все твердые тела, которые мы можем видеть, являются круглыми шарами, разве не вероятно, что Земля также является шаром? Но у нас есть гораздо более прямые данные, чем простые догадки.

Лучшего способа увидеть, что поверхность океана изогнута, нет, чем наблюдать далекий корабль в открытом море. Когда корабль находится далеко и продолжает удаляться, его корпус постепенно исчезает, в то время как мачты остаются видны. В хороший летний день мы часто можем видеть верхнюю часть трубы парохода над поверхностью моря, в то время как сам корпус находится под водой. Чтобы лучше это увидеть, глаз следует приблизить как можно ближе к поверхности моря. Если бы море было совершенно ровным, ничто не могло бы закрыть вид на корпус судна, и он был бы виден до тех пор, пока была бы видна труба. Если море действительно изогнуто, выпуклая часть мешает видеть корпус, в то время как труба все еще видна.

Таким образом мы понимаем, что море изогнуто во всех точках, и поэтому естественно предположить, что Земля — это сфера. При более тщательных измерениях мы обнаруживаем, что Земля не совершенно круглая. Она в некоторой степени сплюснута у каждого из полюсов. Это можно легко проиллюстрировать с помощью…

Шар из индийского каучука, который можно сжимать с двух противоположных сторон, в результате чего в центре образуется выпуклость. Земля также сплющена на полюсах и имеет выпуклость на экваторе. Однако отклонение Земли от истинно сферической формы не очень велико, и его нельзя было бы заметить без чрезвычайно точных измерений.

Определение размеров Земли требует операций, сопряжённых с большой тонкостью. На эту работу были затрачены огромные усилия и мастерство; размеры Земли известны с высокой степенью точности, хотя, возможно, не с такой, какую мы могли бы в конечном итоге достичь. Научное значение точных измерений Земли трудно переоценить. Сам радиус Земли является единицей измерения для многих других астрономических величин. Например, при проведении наблюдений с целью определения расстояния до Луны результаты этих наблюдений показывают, что расстояние до Луны равно пятьдесят девяти разам радиусу Земли на экваторе. Если мы хотим выразить это расстояние в милях, нам необходимо знать, сколько миль содержится в радиусе Земли.

После выбора ровной части поверхности Земли измеряется линия длиной в несколько миль. Эта линия называется базовой, и поскольку все последующие измерения в конечном итоге зависят от неё, необходимо, чтобы это измерение было выполнено с максимальной точностью. Чтобы измерить линию длиной четыре-пять миль с такой точностью, чтобы исключить ошибки, превышающие несколько дюймов, требуются самые тщательные меры предосторожности. Мы не будем сейчас описывать необходимые процедуры. Это чрезвычайно трудоёмкая работа, и было написано множество объёмных трудов, посвящённых обсуждению полученных результатов. Но когда в разных местах на поверхности Земли получается несколько базовых линий, измерительные стержни откладываются в сторону, и дальнейшая работа по изучению Земли выполняется путём измерения углов между различными точками и тригонометрических расчётов на их основе. Начиная с базовой линии длиной в несколько миль, вычисляются расстояния большей длины, пока наконец не достигаются расстояния в 100 миль.

Можно определить длину очень больших расстояний, или даже ещё больших. Таким образом можно вычислить длину длинной линии, проходящей северным или южным направлением.

До сих пор работа заключалась лишь в том, что выполнял землеустроитель. Определённое таким образом расстояние передавалось астроному для того, чтобы он на его основе определил размеры Земли. Астроном размещает свою обсерваторию в северном конце этой длинной линии и начинает определять свою широту путём наблюдений. Существует несколько способов сделать это. Они подробно описаны в трудах по практической астрономии. Мы же здесь лишь кратко укажем принцип, на котором основаны такие наблюдения.

Каждый должен знать Полярную звезду, которая, хотя и не является самой яркой, вероятно, является самой важной звездой на всём небе. В этих широтах мы привыкли видеть Полярную звезду на значительной высоте над горизонтом, и там мы всегда можем найти её — она всегда находится в одном и том же месте на северном небе. Но предположим, мы отправляемся в путешествие в Южное полушарие: по мере приближения к экватору мы видим, как ночь за ночью Полярная звезда становится всё ближе к горизонту. На экваторе она находится на горизонте; а если мы пересечём его, то, войдя в Южное полушарие, обнаружим, что эта полезная небесная тело стала невидимой. Это само по себе достаточно, чтобы показать нам, что Земля не может быть плоской поверхностью, как это кажется из-за недостатка знаний.

С другой стороны, путешественник, отправляющийся из Англии в Норвегию, замечает, что каждую ночь Полярная звезда находится выше в небе, чем он привык видеть её раньше. Если он продолжит своё путешествие дальше на север, эта звезда будет постепенно подниматься всё выше и выше, пока, наконец, приближаясь к полюсу Земли, она не окажется высоко над его головой. Таким образом мы понимаем, что чем выше наша широта, тем, как правило, выше высота Полярной звезды. Но мы не можем использовать точные формулировки, пока не заменим эту мерцающую точку самим полюсом неба. Полюс неба находится рядом с Полярной звездой, которая, как и все остальные звёзды, вращается вокруг полюса неба один раз в сутки. Круг, описываемый Полярной звездой

Однако эта величина настолько мала, что без особого внимания движение не будет замечено. Истинный полюс — это не видимая точка, но его можно с высокой точностью определить, и это позволяет нам с максимальной точностью указать отношение между полюсом и широтой. Суть заключается в том, что высота полюса над горизонтом равна широте данного места.

Астроном, находящийся в одном конце длинной линии, измеряет высоту полюса над горизонтом. Это довольно сложная процедура. Во-первых, поскольку полюс невидим, ему приходится определять его положение косвенно. Он измеряет высоту Полярной звезды в момент её наибольшей высоты, а затем повторяет эту процедуру через двенадцать часов, когда высота Полярной звезды минимальна; среднее значение между этими двумя показателями, скорректированное различными способами, которые сейчас не нужно обсуждать, дает истинную высоту полюса. Достаточно сказать, что с помощью таких измерений определяется широта одного конца линии. Затем астроном со всем своим оборудованием перемещается к другому концу линии. Там он повторяет процедуру и обнаруживает, что высота полюса там отличается, что соответствует разной широте. Разница между этими двумя значениями позволяет ему с высокой точностью определить количество градусов и долей градуса между широтами двух станций. Это можно сравнить с фактическим расстоянием в милях между двумя станциями, которое было определено с помощью тригонометрических измерений. Простые расчеты позволяют затем определить количество миль и долей мили, соответствующих одному градусу широты — или, как это обычно выражают, длину одного градуса меридиана.

Эту процедуру необходимо повторять в разных частях Земли — в Северном и Южном полушариях, на больших и малых широтах. Если бы уровень моря по всей Земле был идеальной сферой, следовало бы важное заключение: длина одного градуса меридиана была бы одинаковой везде. Она была бы одинаковой в Перу и в Швеции, в Индии и в Англии. Но длины градусов не одинаковы, и поэтому мы понимаем, что наша Земля на самом деле не является сферой. Измеренные значения длины градусов позволяют нам понять, в какой степени форма Земли...

Земля имеет форму, отклоняющуюся от идеальной сферы. Близко к полюсам длина градуса больше, чем близко к экватору. Это показывает, что Земля сплющена у полюсов и выпукла у экватора, и это позволяет нам рассчитать фактическую длину полюсных и экваториальных осей. Таким образом было установлено, что экваториальный диаметр составляет 7 927 миль, тогда как полюсный диаметр на 27 миль меньше.

Полюсная ось Земли можно определить как диаметр, вокруг которого вращается Земля. Эта ось пересекает поверхность в северном и южном полюсах. Время, за которое Земля совершает один полный оборот вокруг этой оси, называется звездным днем. Звездный день немного короче обычного дня — всего 23 часа 56 минут и 4 секунды. Вращение происходит так, будто через центр Земли проходит жесткая ось; или, используя старое и понятное пример, Земля вращается так же, как шар из пряжи может вращаться вокруг иглы, воткнутой в его центр.

Примечательно, что ось, вокруг которой вращается Земля, находится в том же положении, что и самый короткий диаметр Земли, определенный по результатам точных измерений. Это совпадение было бы совершенно немыслимым, если бы форма Земли не была каким-то образом физически связана с тем, что она вращается. Какая же может быть связь? Если рассмотреть этот вопрос, мы обнаружим, что форма Земли является следствием ее вращения.

В настоящее время в различных местах Земли время от времени происходят вулканические извержения. Явления таких извержений, сопутствующие землетрясения, хорошо известный факт увеличения температуры по мере погружения вглубь Земли, наличие горячих источников, гейзеров, встречающихся в Исландии и в других местах, все это свидетельствует о наличии тепла внутри Земли. Остается вопрос: является ли это тепло, как предполагают некоторые, всепроникающим внутри Земли, или оно локализовано только в тех местах, где ощущаются его проявления. На этот вопрос сейчас нет необходимости отвечать.

Для наших нынешних целей достаточно лишь признания того, что тепло присутствует в определенной степени. Это внутреннее тепло, будь оно большим или малым, очевидно имеет иное происхождение, чем тепло, известное нам на поверхности. Тепло, которое мы ощущаем, исходит от Солнца. Внутреннее тепло не может происходить от Солнца: его интенсивность слишком велика, к тому же существуют другие непреодолимые трудности, связанные с предположением о его происхождении от Солнца. Откуда же тогда берется это тепло? Это вопрос, на который мы в настоящее время едва можем ответить — да и он не так уж важен для наших рассуждений. Поскольку факт существования тепла признан, всё, что нам нужно, — это применить один-два хорошо известных закона термодинамики для интерпретации этих фактов. Прежде всего нам следует рассмотреть общий принцип, согласно которому тепло стремится распространяться от своего источника. Тепло, находящееся глубоко внутри Земли, передается через слои пород и медленно достигает поверхности. Действительно, породы и материалы, покрывающие Землю, не являются хорошими проводниками тепла; большинство из них даже крайне плохо справляются с этой функцией. Но, будь они хорошими или плохими проводниками, они всё равно являются ими в какой-то степени, и именно через них тепло должно проникать на поверхность. Против этого вывода нельзя возразить тем, что мы не ощущаем это тепло. Несколько футов кирпичной кладки способны сдерживать тепло мощной печи так, что лишь небольшая его часть выходит наружу через кирпичи; но часть тепла всё же выходит, и никогда не создавались и никогда не смогут быть созданы кирпичи, которые полностью бы заблокировали все тепло. Если несколько футов кирпичной кладки могут почти полностью скрыть тепло печи, разве не могут несколько десятков миль пород почти полностью скрыть тепло, находящееся в глубинах Земли, даже если это тепло в семь раз горячее самой мощной печи, когда-либо существовавшей? Тепло будет выходить медленно, возможно, почти незаметно, но, если только вся наша информация о природе не является заблуждением, никакие породы, какими бы толстыми они ни были, не смогут со временем предотвратить утечку тепла на поверхность. Когда это тепло достигает поверхности Земли, согласно ещё одному закону термодинамики, оно постепенно рассеивается и исчезает.

Было бы слишком долго подробно обсуждать возражения, которые могут быть выдвинуты против того, что мы здесь изложили. Часто говорят, что тепло внутри Земли образуется в результате химических реакций или механических процессов, и поэтому оно может постоянно воспроизводиться с такой же скоростью, или даже быстрее, с какой уходит. Однако это скорее различие в форме, чем в сущности. Если тепло действительно образуется таким образом (и нет никаких сомнений в том, что для части тепла внутри Земли может существовать такое происхождение), то должна иметь место определённая трата химической или механической энергии, что приводит к её истощению. На каждую единицу тепла, уходящую наружу, приходится либо потеря одной единицы тепла от самой Земли, либо, что сводится к тому же, потеря одной единицы способности к выработке тепла из химической или механической энергии. По сути результат один и тот же: фактическое или потенциальное тепло Земли должно уменьшаться. Разумеется, следует отметить, что значительная часть тепловых потерь Земли имеет очевидный характер и не зависит от медленных процессов теплопроводности. Каждое извержение вулкана выбрасывает огромное количество тепла, которое очень быстро исчезает из Земли; а в горячих источниках, встречающихся во многих местах, происходит постоянный выброс тепла, который со временем достигает огромных размеров.

Таким образом, Земля теряет тепло, не получая при этом никаких новых запасов для его замены. Последствия очевидны: внутренняя часть Земли должна становиться всё холоднее. Бесспорно, это крайне медленный процесс; жизнь отдельного человека, жизнь нации, возможно, даже самой человеческой расы, была слишком короткой, чтобы стать свидетелем значительных изменений в запасах тепла Земли. Но закон неизбежен, и хотя снижение температуры может происходить медленно, оно продолжается непрерывно и со временем неизбежно приведёт к значительным и важным последствиям.

Наша цель сейчас — не делать никаких прогнозов относительно изменений, которые неизбежно возникнут в результате этого процесса. Мы хотели бы скорее оглянуться на прошлое и выяснить, какие выводы можно законно сделать. Такие промежутки времени, с которыми мы знакомы в обычной жизни, или даже…

Обычная история для наших нынешних целей совершенно не имеет значения. Поскольку наша Земля ежедневно теряет внутреннее тепло, она, должно быть, содержала больше тепла вчера, чем сегодня, больше в прошлом году, чем в этом, больше двадцать лет назад, чем десять лет назад. В исторических масштабах этот эффект не был заметен; но когда мы переходим от сотен лет к тысячам лет, от тысяч лет к сотням тысяч лет и от сотен тысяч лет к миллионам лет, эффект становится не только заметным, но и поразительно великим.

Должен был наступить момент, когда Земля содержала гораздо больше тепла, чем сейчас. Должен был наступить момент, когда поверхность Земли была значительно горячей из-за этого источника тепла. Мы не можем утверждать, сколько тысяч или миллионов лет назад произошла эта эпоха; но мы можем быть уверены, что ещё раньше Земля была ещё горячее, пока, наконец, температура, по-видимому, не достигла уровня красного жара; от красного жара мы возвращаемся к ещё более раннему времени, когда Земля была белым жаром, а затем ещё дальше — к времени, когда поверхность нашей сейчас твердой планеты на самом деле была расплавленной. В настоящее время нам не нужно углубляться в прошлое ещё больше, тем более нет необходимости пытаться определить вероятное происхождение этого тепла. Как следует изложено выше, это не требуется для наших рассуждений. Мы видим тепло сейчас и знаем, что оно теряется каждый день. Из этого вывод, который мы уже сделали, кажется неизбежным, и таким образом мы возвращаемся к какой-то далекой эпохе в бездне прошлого, когда наша твердая Земля была планетой, полностью расплавленной и мягкой.

Капля росы на лепестке цветка почти сферическая; но она не совсем сфера, потому что гравитация прижимает её к цветку и немного искажает её форму. Падающая капля дождя — это сфера; капля масла, висящая в жидкости, с которой она не смешивается, также образует сферу. Переходя от мелких вещей к крупным, давайте попытаемся представить себе огромную сферу расплавленной материи. Пусть эта сфера будет размером с Землю, а её составляющие — настолько мягкими, чтобы подчиняться силам притяжения, действующим от каждой части сферы на все остальные части. Нет сомнений в эффекте этих сил притяжения; они будут способствовать выравниванию любых неровностей на

поверхность будет такой же гладкой, как поверхность океана, когда она свободна от воздействия ветра. Следовательно, мы можем предположить, что наш расплавленный шар, изолированный от всех внешних факторов, примет форму сферы.

Но теперь предположим, что эта огромная сфера, которую мы до сих пор считали неподвижной, начинает вращаться вокруг оси, проходящей через её центр. Нам не нужно предполагать, что эта ось является материальным объектом, и нам также не важно, как возникает скорость вращения. Однако мы можем легко понять, какие будут последствия этого вращения. Сфера будет деформироваться: центробежная сила заставит расплавленное тело выпирать на экваторе и сжиматься у полюсов. Чем больше скорость вращения, тем сильнее будет выпирание. Каждой скорости вращения соответствует определенная степень выпирания. Таким образом, расплавленная Земля выпирала в той мере, в которой это было обусловлено её вращением один раз в сутки. Теперь предположим, что Земля, продолжая вращаться, начинает переходить из жидкого состояния в твердое. Форма, которую Земля примет при затвердевании, безусловно, будет очень нерегулярной на поверхности; она будет нерегулярной из-за возмущений и процессов, сопровождающих преобразование столь огромной массы вещества. Но, несмотря на свою нерегулярность, мы можем быть уверены, что в целом форма поверхности Земли будет соответствовать форме, которую она имела в результате вращения. Таким образом мы можем объяснить выступающую форму экватора Земли и использовать эту форму в подтверждение идеи о том, что когда-то Земля находилась в мягком или расплавленном состоянии.

Этот аргумент можно подкрепить и проиллюстрировать, сравнив форму нашей Земли с формами некоторых других небесных тел. Солнце, например, кажется почти идеальной сферой. Никакие измерения не показывают, что полюсный диаметр Солнца меньше экваториального. Но это именно то, чего мы могли ожидать. Безусловно, Солнце вращается вокруг своей оси, и поскольку именно вращение вызывает выпирание, почему бы оно не деформировало Солнце так же, как Землю?

Вероятно, действительно существует разница между двумя диаметрами Солнца, но эта разница слишком мала, чтобы мы могли её измерить. Невозможно не связать это с медленной скоростью вращения Солнца. Солнцу требуется двадцать пять дней на один оборот, и выпуклости, характерные для столь низкой скорости, не являются заметными.

С другой стороны, когда мы рассматриваем одну из планет с высокой скоростью вращения, мы получаем совершенно иной результат. Возьмём очень яркий пример — планету Юпитер. При наблюдении в телескоп Юпитер сразу же кажется не сферой. Разница настолько заметна, что для подтверждения того, что полюсный диаметр Юпитера меньше экваториального, не требуются точные измерения. Отклонение Юпитера от идеально сферической формы действительно гораздо больше, чем у Земли. Невозможно не связать это с гораздо более быстрым вращением Юпитера. Вскоре нам придётся посвятить главу рассмотрению этой великолепной планеты. Однако мы можем заранее сказать, что время вращения Юпитера составляет менее десяти часов, и это несмотря на то, что Юпитер более чем в тысячу раз больше Земли. Его чрезвычайно быстрое вращение приводит к значительному выпячиванию на экваторе.

После исследования нашей Земли и измерения её размеров следующим шагом для астронома является определение её массы. Здесь действительно возникает проблема, которая до крайности напрягает ресурсы науки. О внутренней части Земли мы знаем мало — можно даже сказать, что мы ничего не знаем. Без сомнения, мы прокапываем глубокие шахты в Землю. Эти шахты позволяют нам проникнуть на глубину полумили или даже целой мили вглубь. Но это всего лишь крайне незначительная попытка исследования внутренней части Земли. Что значит продвижение на милю по сравнению с расстоянием до центра Земли? Это всего лишь примерно четверть тысячной от всего расстояния. Наши знания о Земле охватывают лишь крайне незначительную глубину под поверхностью, и мы не имеем представления о том, какова может быть природа нашей планеты всего в нескольких милях под тем местом, где мы находимся. Следовательно,

Наше практически полное незнание вещества, составляющего тело Земли, не кажется ли бесполезной попыткой определить массу всей планеты? Однако эта проблема была решена, и результат известен — хотя и не с такой точностью, как в других астрономических исследованиях, но все же с приемлемой приблизительностью.

Нет нужды указывать массу Земли в наших обычных единицах измерения. Упоминание миллиардов тонн не даёт чёткого представления о её размерах. Гораздо естественнее сравнивать массу Земли с массой эквивалентного шара воды. Мы можем ожидать, что Земля тяжелее объёма воды равного ей по объёму. Горные породы, составляющие её поверхность, по плотности превосходят океаны, находящиеся под ними. Обилие металлов в Земле, постепенное увеличение её плотности, вызванное огромным давлением на больших глубинах — все эти факторы позволяют предположить, что Земля значительно тяжелее шара воды равного размера.

Ньютон предполагал, что Земля в пять–шесть раз тяжелее эквивалентного объёма воды. Не трудно понять, почему такое предположение кажется правдоподобным. Горные породы и материалы на поверхности обычно в два–три раза тяжелее воды, но плотность внутренних слоёв должна быть гораздо выше. Есть веские основания полагать, что в глубоких слоях Земли содержится большое количество железа. Земля, состоящая из железа, весила бы примерно в семь раз больше, чем эквивалентный шар воды. Таким образом, можно предположить, что масса Земли, вероятно, превышает тройную, но не превышает семикратную массу эквивалентного шара воды; поэтому, определяя плотность в пределах от пяти до шести, Ньютон использовал результат, казавшийся в то время правдоподобным и впоследствии оказавшийся верным. Было предложено несколько методов, с помощью которых можно с высокой точностью решить этот важный вопрос. Из всех этих методов мы здесь описаем только один, потому что он весьма наглядно иллюстрирует закон всемирного тяготения.

В главе о гравитации уже говорилось, что интенсивность этой силы между двумя телами средних размеров крайне мала.

И трудности, связанные с измерением массы Земли, проистекают именно из этой причины. Практическое применение этого метода затруднено множеством деталей, которые нам пока не нужно рассматривать. Принцип самого метода довольно прост. Чтобы сделать наше описание более точным, представим себе большой шар диаметром около двух футов; поскольку желательно, чтобы этот шар был как можно тяжелее, предположим, что он сделан из свинца. Маленький шар, приближенный к большому, притягивается силой гравитации. Величина этого притяжения чрезвычайно мала, но её можно измерить с помощью усовершенствованных методов, позволяющих обнаруживать крайне слабые силы. Интенсивность притяжения зависит как от масс шаров, так и от расстояния между ними, а также от силы гравитации. Мы также можем легко измерить притяжение Земли к маленькому шару. Это, по сути, ничто иное, как вес маленького шара в обычном понимании этого слова. Таким образом мы можем сравнить притяжение, оказываемое свинцовым шаром, с притяжением, оказываемым Землей.

Если бы центры Земли и свинцового шара находились на одинаковом расстоянии от притягиваемого тела, то интенсивность их притяжений позволила бы сразу определить соотношение их масс посредством простой пропорции. Однако в действительности всё не так просто: свинцовый шар находится на расстоянии всего нескольких дюймов от притягиваемого шара, в то время как центр притяжения Земли находится на расстоянии почти 4000 миль от центра Земли. Необходимо учитывать это различие, и притяжение свинцового шара следует скорректировать так, будто он находится на расстоянии 4000 миль. К счастью, это можно сделать с помощью простых расчетов, основанных на общем законе, согласно которому интенсивность гравитации изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния. Таким образом, отчасти с помощью расчетов, отчасти с помощью экспериментов, мы можем сравнить интенсивность притяжения свинцового шара с притяжением Земли. Известно, что притяжения пропорциональны массам, поэтому были измерены относительные массы Земли и свинцового шара; было установлено, что Земля весит примерно вдвое меньше, чем свинцовый шар такого же размера. Следовательно, мы можем сказать…

Наконец, масса Земли примерно в пять с половиной раз больше массы водного шара того же объема.

В главе о гравитации мы упоминали, что тело, падающее недалеко от поверхности Земли, пролетает расстояние в шестнадцать футов за первую секунду. Это расстояние незначительно меняется в разных частях Земли. Если бы Земля была идеальным шаром, то сила притяжения была бы одинаковой во всех местах, и тело пролетало бы одинаковое расстояние везде. Земля не является круглой, поэтому расстояние, которое тело пролетает за одну секунду, незначительно различается в разных местах. У полюсов радиус Земли меньше, чем на экваторе, и соответственно сила притяжения Земли у полюсов больше, чем на экваторе. Если бы у нас были точные измерения расстояния, которое тело пролетает за одну секунду как у полюсов, так и на экваторе, у нас были бы средства для определения формы Земли.

Однако точно измерить расстояние, которое тело пролетает за одну секунду, сложно. Поэтому нам пришлось обратиться к другим способам для определения силы притяжения Земли на экваторе и в других доступных частях ее поверхности. Применяемые методы основаны на маятнике, который, пожалуй, является самым простым и, безусловно, одним из самых полезных философских инструментов. Идеальный маятник — это небольшой тяжелый груз, подвешенный от фиксированной точки тонкой гибкой проволокой. Если отвести маятник в сторону от его вертикального положения, а затем отпустить его, груз будет колебаться туда-сюда.

Для своих колебаний маятнику требуется небольшой промежуток времени. Очень интересно, что этот промежуток времени практически не зависит от длины дуги, по которой колеблется маятник. Чтобы проверить это закономерность, мы подвешиваем еще один маятник рядом с первым; оба они имеют одинаковую длину. Если отвести оба маятника в сторону и затем отпустить их, они будут колебаться вместе и возвращаться вместе. Этого можно было ожидать. Но если отвести один маятник далеко в одну сторону, а другой — лишь немного, оба маятника все равно будут колебаться синхронно. Возможно, этого ожидать не следовало. Попробуйте еще раз, с еще большей разницей в длине дуги.

Вибрация… Но мы видим, что оба груза совершают колебания за одинаковое время.

Мы можем изменить условия эксперимента иным способом. Давайте заменим грузы на маятниках так, чтобы они имели разный размер, хотя и были изготовлены из железа. Будет ли разница в периодах вибрации? Мы пробуем снова: период остается прежним; независимо от того, насколько большим или маленьким является дуга колебаний, период по-прежнему не меняется. Однако можно сказать, что это происходит потому, что оба груза сделаны из одного и того же материала. Попробуем ещё раз, используя свинцовый груз вместо одного из железных; результат будет таким же. Даже с деревянным шариком период колебаний будет таким же, как у железного шарика, и это верно независимо от того, на какой дуге происходят колебания.

Однако если мы изменим длину проволоки, на которой подвешен груз, то период колебаний уже не останется неизменным. Это можно легко показать на примере. Возьмем короткий маятник, у которого длина проволоки составляет лишь четверть длины у длинного маятника; подвесим оба маятника рядом друг с другом и сравним периоды их колебаний. Оказывается, что у короткого маятника период в два раза меньше, чем у длинного. Можно сформулировать это общее правило: время колебаний маятника пропорционально квадратному корню его длины. Если увеличить длину подвесной проволоки в четыре раза, время колебаний удвоится; если увеличить длину маятника в девять раз, период колебаний увеличится в три раза.

Именно гравитация Земли заставляет маятник колебаться. Чем сильнее притяжение, тем быстрее будет колебаться маятник. Это легко объяснимо: если Земля сильно тянет груз вниз, время колебаний будет малым; если сила притяжения Земли уменьшается, она не может так быстро тянуть груз вниз, и период колебаний увеличивается.

Время колебаний маятника можно определить с большой точностью. Пусть он совершит 10 000 колебаний, и измерьте время, затраченное на эти колебания. Дуга, по которой движется маятник, может не оставаться совсем постоянной, но это не существенно влияет на время его колебаний. Предположим, что при определении времени 10 000 колебаний возникает ошибка в одну секунду; это приведёт лишь к ошибке в десятитысячную долю секунды для времени одного колебания, что позволит получить соответственно точное значение силы тяжести в месте проведения эксперимента.

Отнесите маятник к экватору. Пусть он совершит 10 000 колебаний, и тщательно определите время, необходимое для этих колебаний. Перенесите тот же маятник в другую часть Земли и повторите эксперимент. Таким образом у нас появляется способ сравнения силы тяжести в двух местах. Без сомнения, существует множество мер предосторожности, которые здесь не имеют значения. Не нужно вдаваться в подробности относительно того, как следует поддерживать движение маятника, а также относительно влияния изменений температуры на его длину. Для нас достаточно понимать, как можно точно измерить время колебаний маятника и как на основе этого измерения можно рассчитать интенсивность гравитации.

Таким образом, маятник позволяет проводить гравиметрические исследования поверхности Земли с высокой степенью точности. Однако мы не можем считать, что только гравитация влияет на колебания маятника. Мы видели, как Земля вращается вокруг своей оси, и объясняли выпуклость Земли на экваторе этим воздействием. Но центробежная сила, возникающая в результате вращения, снижает кажущийся вес тел, причём изменение наибольше на экваторе и постепенно уменьшается по мере приближения к полюсам. Уже по этой причине притяжение маятника на экваторе меньше, чем в других местах, и поэтому колебания маятника там занимают больше времени, чем в других местах. Часть кажущегося изменения гравитации обусловлена центробежной силой; но помимо этого существует и реальное изменение.

В труде по астрономии не входит в наши обязанности вдаваться в более подробное рассмотрение нашей планеты. Поверхность Земли, её контуры и океаны, горные хребты и реки — это предмет изучения физического географа; а её горные породы и их состав, вулканы и землетрясения — предмет исследований геологов и физиков.

ГЛАВА X.
МАРС.
Наши ближайшие соседи в небесах — Поверхность Марса можно исследовать в телескопе — Особенности орбиты Марса — Сходство Марса со звездой — Значение оппозиции — Эксцентриситет орбиты Марса — Различные формы оппозиции Марса — Кажущиеся движения планеты — Влияние движения Земли — Измерение расстояния до Марса — Теоретическое исследование расстояния до Солнца — Рисунки планеты — Есть ли на Марсе снег? — Вращение планеты — Гравитация на Марсе — Есть ли у Марса спутники? — Великое открытие профессора Асафа Холла — Орбиты спутников — Деймос и Фобос — «Путешествия Гулливера».

Особые отношения, которые существуют между нами и одной из планет нашей системы, требуют несколько иного подхода к изучению этой планеты по сравнению с другими. Мы рассматривали Меркурий и Венеру как далекие объекты, известные в основном благодаря телескопическим исследованиям и расчетам, основанным на астрономических наблюдениях. Наши знания о Земле имеют иной характер и были получены иным способом. Однако ради симметрии нам пришлось рассмотреть Землю после Венеры, чтобы определить ее истинное положение в Солнечной системе. Но теперь, когда мы прошли мимо Земли в нашем движении от Солнца, мы переходим к планете Марс; здесь мы снова применяем, хотя и в некоторой измененной форме, методы, использовавшиеся для изучения Венеры и Меркурия.

С одной точки зрения, Венера и Марс обладают особыми особенностями, привлекающими наше внимание. Это наши ближайшие планетарные соседи по обе стороны от нас. Мы можем ожидать, что узнаем о них больше, чем о других, более удаленных планетах. Однако в случае с Венерой это ожидание вряд ли может сбыться, поскольку, как мы уже отмечали, ее плотная атмосфера мешает нам провести достаточно точное телескопическое исследование. Когда же мы обращаемся к нашему другому планетарному соседу — Марсу, — мы можем узнать о нем значительно больше.

Его внешний вид… Действительно, за исключением Луны, мы лучше знаем детали поверхности Марса, чем любого другого небесного тела.

Эта прекрасная планета обладает множеством особенностей, достойных внимания, помимо тех, которые связаны с её физической структурой. Орбита Марса имеет удивительные пропорции, и именно благодаря наблюдениям за этой орбитой были открыты знаменитые законы Кеплера. Во время периодических приближений Марса к Земле становится возможным с высокой точностью измерять его расстояние, что позволило разработать ещё один метод определения расстояния до Солнца; этот метод, мягко говоря, может соперничать по точности с методом, основанным на транзите Венеры. Следует также отметить, что величайшим достижением в области чисто телескопических исследований в этом веке стало открытие спутников Марса.

Невооружённым глазом эта планета обычно кажется звездой первой величины. Её обычно можно отличить по красноватому цвету, но начинающий астроном не может полагаться только на цвет для идентификации Марса. Существует несколько звезд, почти, если не совсем, таких же красноватых, как эта планета. Яркая звезда Альдебаран, самая яркая звезда в созвездии Тельца, часто путают с планетой. Она также часто напоминает Бетельгейзе — яркую точку в созвездии Ориона. Подобные ошибки станут невозможны, если человек сначала изучит основные созвездия и более яркие звёзды. Тогда он проявит большой интерес к определению положений планет и к наблюдению за их непрерывными движениями.

Положение каждой планеты всегда можно узнать из альманаха. Иногда планета находится слишком близко к Солнцу, чтобы быть видимой. Она восходит вместе с Солнцем и заходит вместе с ним, поэтому ночью не находится над горизонтом. Лучшее время для наблюдения планеты, подобной Марсу, — это так называемое противостояние. Это состояние наступает тогда, когда Земля оказывается прямо между планетой и Солнцем. В этом случае расстояние от Марса до Земли меньше, чем в любое другое время. Есть ещё одно преимущество в наблюдении за Марсом во время противостояния.

Планета находится тогда с одной стороны Земли, а Солнце — с противоположной стороны; поэтому когда Марс находится высоко в небе, Солнце находится прямо под Землёй. Другими словами, в этот момент планета находится на наибольшей высоте над горизонтом в полночь. Однако некоторые положения Марса относительно Земли бывают гораздо более благоприятными, чем другие. Это четко показано на рисунке 48, на котором с точностью в масштабе изображены орбиты Земли и Марса. Как видно, если орбита Земли почти круглая, то орбита Марса имеет значительную эксцентриситет; более того, за исключением орбиты Меркурия, орбита Марса обладает наибольшей эксцентриситетом среди всех орбит крупных планет нашей системы.

Ценность оппозиции Марса для телескопических наблюдений сильно варьируется в зависимости от обстоятельств. Благоприятные оппозиции — это те, которые происходят как можно ближе к 26 августа. Крайний случай — это оппозиция, происходящая около 22 февраля. В этом случае расстояние между планетой и Землей почти в два раза больше, чем в первом случае. Последняя оппозиция, подходившая для проведения самых сложных наблюдений, произошла в 1877 году. Тогда Марс был великолепным объектом и привлекал много внимания, которого заслуживал. Благоприятные оппозиции наступают с довольно нерегулярными интервалами; последняя из них произошла в 1892 году, а следующая — в 1909 году.

Кажущееся движение Марса совсем не простое. Можно представить себе затруднения первых астрономов, которые взялись за задачу расшифровки этих движений. Планета кажется ярким и заметным объектом; она привлекает внимание астронома. Он внимательно наблюдает и видит, где она находится среди созвездий, которые ему знакомы. Через несколько ночей он снова наблюдает этот же объект; но находится ли он точно в том же месте? Он считает, что нет. Он ещё более внимательно записывает положение планеты. Он видит, где она расположена относительно звезд. Снова, через несколько дней, он повторяет свои наблюдения. Сомнений больше нет — Марс определённо изменил своё положение. Это действительно странник.

Ночь за ночью первобытный астроном находится у своего поста. Он записывает изменения положения Марса. Он видит, что теперь планета движется ещё быстрее, чем вначале. Собирается ли она завершить свой оборот по небу? Астроном решает продолжать наблюдения, чтобы выяснить, обоснована ли эта догадка. Он продолжает свою работу ночь за ночью, и в конце концов начинает думать, что планета движется не так быстро, как вначале. Ещё несколько ночей — и он уверен в этом: планета движется медленнее. Ещё несколько ночей — и он начинает предполагать, что движение может прекратиться; вскоре движение действительно прекращается, и объект кажется неподвижным; но останется ли он в состоянии покоя навсегда? Завершилось ли его долгое путешествие?

Многие ночи кажется, что дело обстоит именно так, но со временем астроном начинает подозревать, что планета, должно быть, начинает двигаться назад. Ещё несколько ночей — и факт подтверждается без малейшего сомнения, и тем самым совершается удивительное открытие прямого и обратного движения Марса.

В течение большей части своего пути по небу Марс, кажется, движется постоянно с запада на восток. На самом деле он движется назад, как и Луна, и как движется Солнце. Лишь в относительно небольшой части своего пути происходят те сложные движения, которые представляли столь большую загадку для древних наблюдателей. На прилагаемой картинке (рис. 49) показан путь, который прошел Марс во время оппозиции 1877 года. На рисунке изображена лишь та часть его пути, которая имеет аномальные особенности; остальная часть орбиты пролегает, конечно, не с постоянной скоростью, но с неизменным направлением.

Эта сложность кажущихся движений Марса на первый взгляд делает невозможным принятие какого-либо простого и элементарного объяснения движения планеты. Если бы движение Марса было исключительно эллиптическим, как можно было бы, спрашивается, объяснить его необычные траектории? Ответ кроется в том, что сама Земля, на которой мы находимся, также находится в движении. Даже если бы Марс находился в состоянии покоя, движение Земли заставляло бы планету казаться движущейся. Таким образом, кажущиеся движения Марса сочетаются с его реальными движениями. Эта обстоятельство не ставит в тупик геометра: он может отделить истинное движение планеты от её связи с кажущимися движениями и полностью объяснить сложные траектории, которые проявляет Марс. Если бы мы смогли перенести точку зрения с постоянно меняющейся Земли на неподвижную основу, мы бы увидели, что орбита Марса имеет форму эллипса, описываемого вокруг Солнца в соответствии с законами, открытыми Кеплером в результате наблюдений за этой планетой.

Марсу требуется 687 дней, чтобы обойти Солнце; средняя расстояние от него до Солнца составляет 141 500 000 миль. В наиболее благоприятных условиях, в момент оппозиции, планета может приблизиться к Земле на расстояние не более 35 500 000 миль. Без сомнения, это кажется огромным расстоянием, если оценивать его по земным меркам; однако оно едва превышает расстояние до Венеры в момент наибольшего сближения и значительно меньше расстояния от Земли до Солнца.

Мы объяснили, как из законов Кеплера можно узнать форму Солнечной системы, а также как можно определить абсолютный размер системы и её составляющих, когда удается провести прямое измерение какой-либо из них. Близкое сближение Марса предоставляет хорошую возможность для измерения его расстояния, тем самым решая, но другим способом, ту же задачу, что и при транзите Венеры. Таким образом, мы во второй раз приходим к знанию расстояния до Солнца и расстояний до планет в целом, а также к многим другим численным данным о Солнечной системе.

По случаю оппозиции Марса в 1877 году была предпринята успешная попытка применить этот усовершенствованный метод для решения проблемы небесных измерений. Нельзя сказать, что это был первый случай, когда этот метод был предложен или даже практически применён. Однако наблюдения 1877 года проводились с такой мастерскостью и с таким тщательным соблюдением необходимых мер предосторожности, что стали важным вкладом в астрономию. Доктор Дэвид Гилл, ныне астроном Её Величества в Кейптауне, отправился на остров Ассеньшн с целью наблюдения параллакса Марса в 1877 году. В то время Марс подошёл к Земле настолько близко, что это создало отличную возможность для применения этого метода. Доктору Гиллу удалось получить ценную серию измерений, на основе которых он определил расстояние до Солнца с точностью, несколько превосходящей ту, которую можно было достичь с помощью транзита Венеры.

Существует ещё один метод, с помощью которого Марс может дать нам информацию о расстоянии до Солнца. Этот метод довольно сложен и интересен благодаря своей связи с самыми важными исследованиями в математической астрономии. Он был предвосхищён в динамической теории Ньютона и доведён до совершенства Леверье. Он основан на великом законе всемирного тяготения и тесно связан с замечательными открытиями в области планетарных возмущений, которые составляют важную часть современных астрономических открытий.

Между двумя величинами, которые на первый взгляд кажутся совершенно независимыми, существует определённая зависимость. Этими величинами являются масса Земли и расстояние до Солнца. Расстояние до Солнца в определённой пропорции (которую можно рассчитать, зная интенсивность гравитации на поверхности Земли, размер Земли и продолжительность года) соответствует кубическому корню массы Солнца в отношении кубического корня массы Земли. В этом результате нет никакой неопределённости, и вывод из него очевиден. Если у нас есть способ взвесить Землю по сравнению с Солнцем, то расстояние до Солнца можно сразу же определить. Но как поместить наши огромные размеры Земли на весы? Вот в чём заключается проблема.

Ле Верье показал нам, как решить эту проблему, прибегнув к помощи планеты Марс. Если бы Марс во время своего обращения вокруг Солнца подвергался лишь влиянию гравитации Солнца, то, согласно известным законам движения планет, он всегда следовал бы по одной и той же эллиптической траектории. Через сто лет, а то и через многие века, форма, размер и положение этой эллипса оставались бы неизменными. К счастью для наших целей, орбиту Марса искажает Земля. Хотя масса нашей планеты значительно меньше массы Солнца, она все же достаточно велика, чтобы оказывать заметное гравитационное воздействие на Марс. Следовательно, эллипс, описываемый движением планеты, не является неизменным. Форма этого эллипса и его положение постепенно меняются, так что положение планеты в определенной степени зависит от массы Земли. Местоположение планеты можно определить путем наблюдений; местоположение, которое она имела бы в отсутствие Земли, можно вычислить. Разница между этими двумя значениями обусловлена гравитационным воздействием Земли, и, измерив ее, можно определить массу Земли. Величина смещения увеличивается с каждым веком, но поскольку темп роста невелик, для точных измерений необходимы древние наблюдения. Примечательное событие, произошедшее более двух веков назад, позволяет с большой точностью определить положение Марса в то время. 1 октября 1672 года трое независимых наблюдателей стали свидетелями затмения звезды в созвездии Водолея красной планетой. Местоположение этой звезды известно с высокой точностью, и это позволяет нам определить точную точку на небе, которую занимал Марс в указанный день. Используя эти данные в сочетании с современными меридианальными наблюдениями, мы можем сказать, что за два века смещение Марса под действием гравитации Земли увеличилось примерно до пяти минут дуги (294 секунд). Считается, что ошибка в этих измерениях не может превышать одну секунду, отсюда следует, что масса Земли составляет примерно одну тристаюю часть от ее истинной массы. Если нет…

Если бы имелись другие ошибки, это привело бы к тому, что расстояние до Солнца оценивалось бы примерно в одну девятую сотой от реального значения.

Рис. 50. — Относительные размеры Марса и Земли.

Несмотря на внутреннюю прелесть этого метода и очень благоприятные условия, при которых он был введен, мы считаем, что в настоящее время он едва ли заслуживает доверия по сравнению с некоторыми другими методами. Поскольку смещение Марса под воздействием Земли постоянно увеличивается, со временем оно достигнет такого уровня, что позволит получить очень точное значение массы Земли; тогда этот метод позволит нам с большой точностью определить расстояние до Солнца. Но, как бы интересным и прекрасным ни был этот метод, мы пока должны рассматривать его скорее как впечатляющее подтверждение закона всемирного тяготения, чем как точный способ измерения расстояния до Солнца.

Рис. 51. — Рисунок Марса (30 июля 1894 года).

Рис. 54. — Южный полюс Марса (1 июля 1894 года).

Близкие прохождения Марса мимо Земли дают нам возможность тщательно изучать его поверхность с помощью телескопа. Нельзя ожидать, что детали на Марсе можно будет рассмотреть с такой же степенью точности, как

те, что на Луне.
Даже в самых благоприятных условиях Марс находится более чем в сто раз дальше от Земли, чем Луна; поэтому особенности этой планеты должны быть как минимум в сто раз крупнее, чтобы их можно было рассмотреть так же четко, как особенности Луны.
Марс гораздо меньше Земли. Диаметр планеты составляет 4200 миль, что всего лишь немного больше половины диаметра Земли. На рисунке 50 показаны сравнительные размеры этих двух тел. Здесь мы приводим два из выдающихся рисунков Марса, созданных профессором Уильямом Х. Пикерингом в обсерватории Лоуэлла в Флагстаффе, штат Аризона. Рисунок 51 был сделан 30 июля 1894 года, а рисунок 52 — 16 августа 1894 года.

Южный полярный щит Марса, как его видел профессор Уильям Х. Пикеринг в обсерватории Лоуэлла 1 июля 1894 года, показан на рисунке 54.[17] Можно заметить заметную черную точку, расположенную в полярной области. На рисунке 53 показана серия необычайно выраженных возвышений и впадин на «терминаторе» планеты; они были нанесены с максимальной точностью по масштабу той же квалифицированной рукой 24 августа 1894 года.

При изучении планеты следует отметить, что она, в отличие от Луны, не всегда поворачивает к наблюдателю одну и ту же сторону. Марс

Марс вращается вокруг своей оси точно так же, как Земля. Довольно удивительно, что период, необходимый Марсу для завершения одного оборота, на полчаса меньше, чем у Земли. Точный период составляет 24 часа, 37 минут и 22¾ секунды. Следовательно, вид планеты меняется с каждым часом: западная сторона постепенно исчезает из поля зрения, а восточная становится все более заметной. Через двенадцать часов вид планеты полностью меняется. Эти изменения, наряду с неизбежными эффектами укорачивания перспективы, зачастую затрудняют сопоставление объектов на поверхности планеты с теми, что изображены на картах. Надо признать, что карты Марса уступают картам Луны по точности и надежности; тем не менее нет сомнений в том, что основные особенности планеты уже полностью изучены, и некоторые астрономы дали названия всем значимым объектам.

Пятна на поверхности Марса делятся на два типа. Некоторые из них имеют железисто-серый оттенок, приближающийся к зеленому, в то время как другие обычно имеют темно-желтый или оранжевый цвет, иногда приближающийся к белому. Предполагалось, что первые представляют собой участки океанов, а вторые — континенты.

массы на красной планете. У нас имеется большое количество рисунков Марса; самые ранние из них были сделаны в середине XVII века. Хотя эти первоначальные наброски очень грубы и не представляют большой ценности для решения вопросов топографии, они оказались очень полезными для определения периода вращения планеты вокруг своей оси путем сравнения с нашими современными рисунками.

Ранние наблюдатели уже заметили, что каждый из полюсов Марса имеет белую точку. Однако именно Уильяму Гершелю мы обязаны первым систематическим исследованием этих удивительных полярных шапок. Этот выдающийся астроном был вознаграждён очень интересным открытием: он обнаружил, что эти арктические области на Марсе меняются как по размеру, так и по чёткости в зависимости от сезонов полушария, на котором они расположены. Они достигают максимального размера через три–шесть месяцев после зимнего солнцестояния на этой планете, а затем уменьшаются до минимума примерно через три–шесть месяцев после летнего солнцестояния. Аналогия с поведением снежных и ледяных масс, окружающих наши собственные полюсы, полная, и до недавнего времени почти не существовало сомнений в том, что белые полярные пятна Марса имеют подобную структуру.

Поскольку период обращения Марса вокруг Солнца значительно длиннее нашего года — 687 дней вместо 365, сезоны на этой планете, конечно же, также гораздо длиннее земных. В северном полушарии Марса лето длится не менее 381 дня, а зима — 306 дней. В обоих полушариях белая полярная шапка в течение длительной зимней поры увеличивается до диаметра 45–50°, тогда как длительное лето сужает её до небольшой области диаметром всего 4–5°. Примечательно, что одна из этих белых областей — та, что на южном полюсе —, по-видимому, не совпадает по центру с полюсом, а расположена настолько далеко сбоку, что южный полюс Марса кажется совершенно свободным от льда или снега один раз в год.

Хотя в течение XIX века было сделано множество ценных наблюдений за Марсом, лишь после очень благоприятного противостояния…

К 1877 году изучение поверхности Марса достигло огромного прогресса, что является одной из самых замечательных особенностей современной астрономии. Среди наблюдателей, создавших ценные рисунки этой планеты в 1877 году, можно упомянуть мистера Грина, чьи прекрасные изображения были опубликованы Королевским астрономическим обществом, и профессора Шиапарелли из Милана, который практически полностью изменил наше представление об этой планете. У Шиапарелли имелся телескоп с апертурой всего восемь дюймов, но, безусловно, ему помогала чистота итальянского неба, которая позволяла ему обнаруживать на светлых участках поверхности Марса значительное количество длинных узких линий. Он назвал их каналами, поскольку они начинались от так называемых океанов и простирались через предполагаемые континенты на большие расстояния — иногда до тысяч миль.

Эти каналы, казалось, образовывали своего рода сеть, соединяющую различные «моря» друг с другом. Некоторые из более заметных из этих так называемых каналов действительно были изображены на рисунках, созданных Доусом и другими ещё до времен Шиапарелли. Однако именно выдающийся итальянский астроном обнаружил, что таких узких линий настолько много, что они составляют значительную особенность планеты. Некоторые из этих поразительных особенностей показаны на рисунках 51 и 52, взятых с рисунков, созданных профессором Уильямом Х. Пикерингом в обсерватории Лоуэлла в 1894 году.

Как бы велико ни было удивление астрономов, когда Шиапарелли впервые объявил о открытии этих многочисленных каналов, его, возможно, превзошло изумление, с которым было воспринято его заявление в 1882 году о том, что большинство каналов стали двойными. С декабря 1881 года по февраль 1882 года, по-видимому, произошло тридцать таких случаев двойственности. В девятнадцати из них рядом с уже существующим каналом образовывалась хорошо видимая параллельная линия. Остальные каналы были менее очевидны или представляли собой случаи, когда две линии не казались совсем параллельными. Копия карты Марса, составленной Шиапарелли на основе его наблюдений в 1881–1882 годах, приведена на иллюстрации XVIII. На ней четко видно…

Эти странные двойные каналы сильно отличаются от всех подобных структур, известных нам на других планетах.

ПЛАТА XVIII.
Карта Марса Шиапарелли за 1881–82 годы.

Последующие наблюдения Шиапарелли и нескольких других астрономов указывают на то, что явление дупликации каналов имеет периодический характер. Оно происходит примерно в те моменты, когда Марс проходит через точки равноденствия. Одна из двух параллельных линий часто располагается максимально точно на траектории старого канала. Однако бывает и так, что обе линии находятся по разные стороны от первоначального канала и проходят по совершенно новой местности. Расстояние между двумя линиями варьируется от примерно 360 миль в качестве максимума до минимального значения, различимого с помощью наших больших телескопов — чуть менее тридцати миль. Ширина каждого из этих удивительных каналов может составлять от пределов видимости, скажем, до более чем шестидесяти миль.

Дупликация каналов, возможно, является самой сложной проблемой, с которой сталкивается Марс для нас в плане её решения. Даже если мы признаем, что сами каналы представляют собой впадины или каналы, по которым растаявший полярный снег проникает на экваториальные континенты, трудно понять, как могут возникать дублирующие каналы. Это особенно верно в тех случаях, когда первоначальный

Канал, по-видимому, исчезает и заменяется двумя совершенно новыми каналами; каждый из них имеет ширину примерно равную Ла-Маншу и расположен по одну сторону от траектории старого канала. Очевидное объяснение в том, что вся эта копия является оптической иллюзией, было выдвинуто неоднократно, но никогда не в убедительной форме. Возможно, нам следует пока оставить решение этой проблемы без внимания, надеясь, что исключительное внимание, которое сейчас уделяется этой планете, со временем прояснит нынешнюю загадку.

Пометки на поверхности этой планеты, в общем случае, имеют постоянный характер, поэтому, сравнивая рисунки, сделанные сто–двести лет назад, с более недавними рисунками, мы можем узнать в каждом из них те же самые особенности. Однако эта постоянность далеко не настолько абсолютна, как на Луне. Помимо каналов, которые мы уже рассмотрели, многие другие участки поверхности Марса время от времени меняют свои контуры. Особенно это касается тех темных пятен, которые мы называем океанами; их контуры иногда претерпевают изменения в таких деталях, которые совершенно неопровержимы. На некоторых участках планеты часто наблюдаются изменения цвета, и хотя некоторые из этих наблюдений, возможно, можно объяснить влиянием нашей собственной атмосферы на внешний вид планеты, не все из них могут быть таким образом объяснены. Некоторые из явлений, несомненно, обусловлены реальными изменениями, произошедшими на поверхности Марса.

В качестве примера таких изменений можно привести северо-западную часть заметного объекта, который Шиапарелли назвал Сиртис-Майор.[18] В разные периоды время этот участок описывался как серый, зеленый, синий, коричневый и даже фиолетовый. Когда этот регион (примерно во время осеннего равноденствия в Северном полушарии) находится в центре видимой части планеты, его восточная часть явно зеленее западной. По мере изменения сезона этот характерный цвет становится все более слабым, пока зеленый оттенок можно заметить только на берегах Сиртиса. Атмосфера Марса обычно очень прозрачна, и, к счастью, позволяет нам внимательно изучать поверхность планеты, не создавая препятствий в виде форм марсианской

Облака. Однако такие облака не всегда отсутствуют. Наш вид на поверхность иногда затрудняется до такой степени, что становится ясно: причиной этих проблем являются облака или туман в атмосфере Марса.

Если бы мы могли сформировать представление о физическом составе поверхности Марса, то вопрос о характере его атмосферы стал бы одним из первых, которые нужно было бы рассмотреть. В этом случае спектроскопические наблюдения не приносят нам большой помощи. Конечно, мы знаем, что у планеты нет собственного света; она светится только благодаря отраженному солнечному свету. Гемисфера, обращенная к Солнцу, яркая, а гемисфера, обращенная от него, — темная. Следовательно, спектр должен быть, как и у Луны, точной, хотя и слабой копией солнечного спектра, если только лучи Солнца, проходя дважды через атмосферу Марса, не подвергались какому-либо поглощению, что могло бы привести к появлению дополнительных темных линий. Некоторые из ранних наблюдателей считали, что они могут четко различить такие линии, которые, как предполагалось, были вызваны водяным паром. Однако наличие таких линий отрицают г-н Кэмпбелл из Обсерватории Лик и профессор Киллер из Обсерватории Аллегейни[19]; имея безупречные возможности как в плане оборудования, так и климата, они не обнаружили никаких различий между спектрами Марса и Луны. Если бы у Марса была значительно развитая атмосфера, ее поглощающее действие должно было бы быть заметным, особенно на краях планеты; однако наблюдения г-на Кэмпбелла не показывают увеличения поглощения на краях. Следовательно, кажется, что у Марса не может быть развитой атмосферы, и это заключение подтверждается еще несколькими способами.

Четкость, с которой мы видим поверхность этой планеты, указывает на то, что атмосфера должна быть очень тонкой по сравнению с нашей собственной. Почти не может быть сомнений в том, что наблюдатель на Марсе с хорошим телескопом не сможет различить большинство особенностей поверхности Земли. Это будет связано не только с сильным поглощением света во время двойного прохождения через нашу атмосферу, но и с сильной диффузией света, вызванной этой же атмосферой.

Кроме того, само собой разумеется, что огромное количество облаков, постоянно висящих над Землёй, полностью скрыло бы многие участки нашей планеты от взгляда наблюдателя с Марса. Однако, хотя, как уже упоминалось, иногда мы видим, как части Марса становятся нечеткими, следует признать, что облака на Марсе очень редки. Можно было бы ожидать, что полярные шапки, если они состоят из снега, при таянии создадут облака, которые более-менее скроют полярные регионы от нашего взгляда; однако ничего подобного никогда не наблюдалось.

Мы видели, что существуют весьма серьёзные сомнения относительно наличия воды на Марсе. Бесспорно, мы часто называли тёмные участки «океанами», а светлые — «континентами». Долгое время астрономы считали, что такое обозначение верно. Несколько лет назад господин Шеберле из Обсерватории Лик пришёл к совершенно противоположному выводу. Он утверждал, что тёмные участки — это континенты, а светлые — океаны воды или какой-то другой жидкости. Он указывал на неравномерное затенение тёмных участков, что не соответствует картине отражения света от сферической поверхности воды, особенно учитывая, что контраст между светлыми и тёмными участками наибольший в центре диска.

Следует также отметить, что тёмные регионы не редко пересекают ещё более тёмные полосы, которые можно проследить на сотни миль почти по прямым линиям, в то время как так называемые каналы в светлых участках часто кажутся продолжением этих же линий. Поэтому господин Шеберле предполагает, что каналы могут быть цепями гор, простирающихся над морями и сушей! Покойный профессор Филлипс и господин Г.Д. Тейлор указали, что если бы в тропических регионах Марса существовали озёра или моря, мы часто видели бы прямое отражение солнца от них, что привело бы к появлению яркой звездообразной точки, которую было бы невозможно не заметить. Даже умеренно возмущённая вода проявила бы себя таким образом, но ничего подобного никогда не фиксировалось.

Что касается вопроса о возможности существования жизни на Марсе, можно добавить несколько слов. Если бы мы могли быть уверены в наличии воды на Марсе, тогда один из…

Будут соблюдены основные условия; и хотя атмосфера Марса имеет лишь немногие точки сходства как по составу, так и по плотности с земной атмосферой, жизнь там всё ещё может существовать. Даже если предположить, что человек найдёт подходящую пищу для своего организма и подходящий воздух для дыхания, крайне сомнительно, сможет ли он там жить. Из-за малого размера Марса и его небольшой массы по сравнению с Землёй интенсивность гравитации на этой планете будет отличаться от силы притяжения на поверхности Земли. Мы уже упоминали о слабой гравитации на Луне, и в меньшей степени то же самое можно сказать и о Марсе. Тело, вес которого на Земле составляет два фунта, на поверхности Марса будет весить чуть меньше одного фунта. Приблизительно такая же сила, которая поднимает груз весом 56 фунтов на Земле, сможет поднять два аналогичных груза на Марсе.

У Земли есть один спутник. У Юпитера — четыре заметных спутника. Марс — это планета, вращающаяся между орбитами Земли и Юпитера. Это тело того же типа, что и Земля и Юпитер. Она находится под влиянием того же Солнца, и все три планеты являются частью одной системы; но раз у Земли есть один спутник, а у Юпитера — четыре, почему бы у Марса тоже не быть спутнику? Без сомнения, Марс — это небольшое тело, даже меньше Земли и во много раз меньше Юпитера. Мы не можем ожидать, что у Марса будут большие спутники, но почему бы ему не быть похожим на своих двух соседей и не иметь вовсе никаких спутников? Так рассуждали астрономы, но до новых времён спутников Марса обнаружено не было. В течение веков планета тщательно изучалась с этой целью, и по мере того, как записывались одна неудача за другой, казалось, что цепочка аналогичных рассуждений прервалась. Марс без спутников считался исключением из правила, согласно которому все крупные планеты за пределами Венеры имеют свои спутники. Казалось почти бесперспективным начинать заново исследования, которые уже неоднократно проводились и всегда заканчивались разочарованием; однако, к счастью, нынешнее поколение стало свидетелем ещё одной попытки, проведённой с использованием современного оборудования и…

Выдающееся мастерство. Эта попытка увенчалась успехом, которого она так заслуживала; в результате были обнаружены два спутника Марса.

Это открытие совершил профессор Асаф Холл, выдающийся астроном из обсерватории Вашингтона. У господина Холла имелся прибор огромных размеров и высочайшего качества, известный как великий рефрактор Вашингтона. Этот прибор был создан в знаменитой мастерской компании «Алван Кларк и сыновья», откуда поступило множество крупных телескопов; своими впечатляющими размерами он значительно превосходил все другие телескопы, использовавшиеся для подобных исследований. Диаметр линзы составлял двадцать шесть дюймов; её совершенство в передаче изображений не уступало её размерам. Однако даже мастерство господина Холла и способность его телескопа проникать сквозь пространство не позволили бы обнаружить спутники Марса в обычных условиях. Поэтому была воспользована уникальная возможность, представившаяся в 1877 году, когда Марс оказался необычайно близко к Земле, как мы уже описывали.

Если бы у Марса была луна размером в сто раз меньше нашей Луны, её бы уже давно обнаружили. Поэтому господин Холл понимал, что если спутники и существуют, то это должны быть чрезвычайно маленькие объекты, и он приготовился к тщательным поискам. Все обстоятельства были благоприятны: Марс находился как можно ближе к Земле; великий телескоп в Вашингтоне был самым мощным рефрактором того времени; к тому же расположение Вашингтона позволяло видеть Марс с обсерватории с большой высоты. Именно в 1877 году, когда в Плимуте проходила встреча Британской ассоциации, через Атлантику была отправлена телеграмма. Усилия господина Холла увенчались блестящим успехом. Он надеялся обнаружить лишь один спутник; обнаружение хотя бы одного из них уже привлекло бы внимание всего научного мира, но удача улыбнулась господину Холлу. Сначала он обнаружил один спутник, затем — второй; кроме того, в связи с этими спутниками он открыл ещё один уникальный факт в Солнечной системе.

Деймос, более внешний из спутников, вращается вокруг планеты за 30 часов, 17 минут и 54 секунды; именно внутренний спутник — Фобос — привлекает наибольшее внимание всех астрономов мира. Марс вращается вокруг своей оси за так называемый «марсианский день», длина которого практически совпадает с нашим двадцатичетырехчасовым днем. Внутренний спутник Марса обращается вокруг планеты за 7 часов, 39 минут и 14 секунд. Фобос за это же время совершает три оборота вокруг Марса, в то время как Марс успевает совершить лишь один оборот. Такая ситуация уникальна в Солнечной системе; насколько нам известно, она уникальна и во всей Вселенной. На нашей планете Земля совершает двадцать семь оборотов за один оборот Луны. В определенной степени то же самое можно сказать и о Юпитере и Сатурне; а в большой системе, состоящей из Солнца и планет, Солнце совершает несколько оборотов вокруг своей оси за каждый оборот даже самой быстро вращающейся из планет. Не известно ни одного другого случая, когда бы спутник вращался вокруг своей планеты быстрее, чем эта планета вращается вокруг своей оси. Однако аномальное движение спутника Марса уже объяснено. В следующей главе мы снова вернемся к этой теме, поскольку она связана с важной областью современной астрономии.

Спутники настолько малы, что мы не можем напрямую измерить их диаметры, но, судя по наблюдениям за их яркостью, их диаметры не могут превышать двадцать–тридцать миль, а возможно, даже меньше. Из-за их быстрого движения оба спутника, несомненно, имеют определенные особенности, заметные для наблюдателя на Марсе. Фобос восходит на западе, проходит по небу и заходит на востоке примерно через пять с половиной часов, тогда как Деймос восходит на востоке и остается над горизонтом более двух дней.

Поскольку спутники вращаются по орбитам, расположенным строго над экватором своей планеты — на расстоянии менее 4000 миль от поверхности один и около 14 500 миль — другой, — они никогда не могут быть видны с полюсов Марса. Чтобы увидеть Фобос, широта наблюдателя не должна превышать 68¾°. В противном случае спутник будет скрыт телом планеты.

Марс — так же, как мы на Британских островах не смогли бы увидеть объект, вращающийся вокруг Земли на расстоянии нескольких сотен миль над экватором.

Прежде чем перейти к привлекательной теме спутников, можно упомянуть два момента литературного характера. Мистер Холл посоветовался со своими знатоками классики относительно имён, которые следует дать этим двум спутникам. Был обращёнся к Гомеру, и один из отрывков из «Илиады» подсказал имена Деймос и Фобос. Эти персонажи были слугами Марса, и строки, в которых они упоминаются, были так интерпретированы моим другом профессором Тайреллом:

— «Марс заговорил и назвал страх и ужас,
Чтобы запрячь своих коней, и он надел на себя
Блестящую броню».

Интересный факт, касающийся спутников Марса, будет знаком тем, кто читал «Путешествия Гулливера». Астрономы на летающем острове Лапута, по словам Гулливера, обладали острым зрением и хорошими телескопами. Путешественник говорит, что они обнаружили два спутника Марса: один из них вращался вокруг него за десять часов, а другой — за двадцать один с половиной часа. Таким образом автор не только правильно угадал количество спутников, но и с довольно большой точностью указал период их обращения! Мы не знаем, что могло послужить основанием для этого предположения. Несколько лет назад любой астроном, прочитавший о путешествии на Лапуту, сказал бы, что это абсурдно. Без сомнения, у Марса могут быть два спутника; но утверждать, что один из них вращается за десять часов, значит говорить то, во что никто не мог поверить. Однако правда оказалась ещё более странной, чем вымысел.

И теперь нам пора завершить наш рассказ об этой прекрасной и интересной планете. Есть ещё множество особенностей, над которыми хотелось бы задержаться, но в Солнечной системе так много других тел, так много других тел, превосходящих Марс по размеру и внутренней значимости, что мы вынуждены прекратить. Однако наш следующий шаг не будет…

Однажды он приведёт нас к гигантским планетам. За пределами Марса мы обнаружим множество объектов — действительно небольших, но чрезвычайно интересных; и с ними у нас будет много работы в следующей главе.

ГЛАВА XI.
МАЛЫЕ ПЛАНЕТЫ.
Наименьшие члены нашей системы — закон Боде — пустая область в планетарной системе — исследования — открытие Пиацци — был ли этот небольшой объект планетой? — планета становится невидимой — Гаусс приступает к поиску с помощью математики — планета найдена — дальнейшие открытия — количество известных на сегодняшний день малых планет — область, подлежащая поиску — составление карты для поиска малых планет — как открывается малая планета — физическая природа малых планет — слабое гравитационное поле на малых планетах — расчеты в Берлине — как малые планеты помогают определять расстояние до Солнца — точность наблюдений — как их можно умножать — «Виктория» и «Сапфо» — самый совершенный метод.

В наших главах, посвященных Солнцу и Луне, Земле и Венере, а также Меркурию и Марсу, мы рассматривали особенности и движение гигантских по размерам тел. Наименьшим из всех этих тел является Луна, но даже ее диаметр составляет 2000 миль. Переходя к теме малых планет, мы должны быть готовы к тому, что встретим объекты сгораздо меньшими размерами по сравнению с огромными сферами нашей системы. Бесспорно, все эти малые планеты имеют диаметр в несколько миль; у некоторых он даже значительно больше. Если бы они находились близко к Земле, они были бы заметными, а то и весьма впечатляющими объектами; однако из-за огромного расстояния они даже в самых мощных телескопах не кажутся особенно примечательными, а невооруженным глазом они практически все невидимы.

На диаграмме (стр. 234), показывающей орбиты различных планет, видно, что между орбитами Марса и Юпитера существует обширная область. Часто предполагалось, что в этой области должна находиться еще какая-то планета. Это предположение стало еще более убедительным, когда был открыт замечательный закон, с довольно высокой точностью указывающий на относительные расстояния между крупными планетами нашей системы. Возьмем последовательность чисел 0, 3, 6, 12, 24, 48, 96, при этом каждое число (кроме второго) является вдвое больше предыдущего.

число, которое стоит перед ним. Если теперь к каждому из них добавить четыре, мы получим последовательность 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100. За исключением пятого числа в этой последовательности (28), все они в достаточной степени пропорциональны расстояниям различных планет от Солнца. Фактически расстояния следующие: Меркурий — 3,9; Венера — 7,2; Земля — 10; Марс — 15,2; Юпитер — 52,9; Сатурн — 95,4. Хотя у нас нет физических оснований объяснить, почему этот закон — обычно называемый законом Боде — должен соблюдаться, тот факт, что он с такой точностью справедлив для всех известных планет, побуждает нас задуматься о возможности существования планеты, вращающейся вокруг Солнца на расстоянии, соответствующем значению 28.

Это чувство было настолько сильным в конце восемнадцатого века, что некоторые энергичные астрономы решили совместными усилиями начать поиски этой неизвестной планеты. Казалось очевидным, что планета не может быть крупной, иначе её уже давно бы обнаружили. Если она действительно существует, то требуются способы, позволяющие отличить её от множества звезд, расположенных на её орбите.

Поиски этой маленькой планеты вскоре увенчались успехом, который сделал первый вечер девятнадцатого века памятным в астрономии. Именно на чистом небе Палермо находилась обсерватория, где Пиацци совершил знаменитое открытие первой известной малой планеты. Этот трудолюбивый и талантливый астроном разработал изящную систему для исследования неба, способную отличить планету среди звезд. В определённую ночь он выбирал серию из пятидесяти звезд, количество которых менялось в зависимости от обстоятельств. С помощью меридианного круга он определял положения выбранных объектов. На следующую ночь, или как только это становилось возможным, он снова наблюдал за всеми пятьюдесятью звездами с помощью того же инструмента и в том же порядке; весь процесс повторялся дважды или даже больше раз. После сравнения записей у него оставалось около четырёх или более данных о положении каждой звезды в разные ночи, и тогда вся серия считалась завершённой. Он был настолько упорен, что продолжал проводить эти наблюдения…

Было множество групп звезд, и в конце концов он был вознаграждён успехом, который полностью компенсировал все его труды.

1 января 1801 года Пиацци в сто пятьдесят девятый раз начал наблюдение за новой серией звезд. В ту ночь через его телескоп было увидено пятьдесят звезд, а их положения были тщательно записаны. Из этих объектов первые двенадцать, несомненно, были звёздами; таковой, по всем признакам, оказалась и тринадцатая — звезда восьмой величины в созвездии Тельца. Не было ничего, что отличало бы телескопический образ этого объекта от всех остальных, которые были до или после него. На следующую ночь Пиацци, как обычно, снова наблюдал все пятьдесят звезд; он повторил это 3 января и ещё раз 4 января. Затем, как всегда, он сопоставил четыре местоположения, найденные для каждого из этих объектов. Как только это было сделано, сразу стало ясно, что тринадцатый объект в списке был совершенно иным телом, чем остальные, и чем все другие звёзды, которые он когда-либо наблюдал ранее. Четыре местоположения этого загадочного объекта были совершенно разными; другими словами, он находился в движении, а значит, был планетой.

Нескольких дней наблюдений было достаточно, чтобы понять, как это небольшое тело, которое позже получило название Церера, вращается вокруг Солнца и как оно движется по той пустой орбите, что находится между орбитами Марса и Юпитера. Действительно, это открытие вызвало огромный интерес и оказало значительное влияние на развитие астрономии. Величественные планеты нашей системы теперь должны были уступить долю благ, исходящих от Солнца, гораздо более скромному объекту.

После того как Пиацци провёл ещё несколько наблюдений, сезон для наблюдения этой части неба закончился, и новая планета, конечно же, перестала быть видимой. Через несколько месяцев, без сомнения, та же часть неба снова поднимется над горизонтом после наступления темноты, и звёзды, конечно, будут видны, как и прежде. Однако планета продолжала двигаться, и к моменту наступления следующего сезона она уже окажется в каком-то отдалённом регионе и снова сольётся с

звезды, которым она так сильно напоминала. Как же тогда можно было отслеживать планету в период её невидимости и определить её местоположение, когда она снова становилась доступной для наблюдения?

Эта сложность привлекла внимание астрономов, и они стали искать способ, с помощью которого можно было бы установить местоположение планеты, чтобы открытие Пиацци не было забыто. Молодой немецкий математик по имени Гаусс начал свою выдающуюся карьеру с успешной попытки решить эту проблему. Как мы уже показали, планета описывает эллипс вокруг Солнца, причём Солнце находится в одной из фокусных точек этой кривой. Можно доказать, что если известны три положения планеты, то эллипс, по которому она движется, полностью определяется. Пиацци каждый раз измерял местоположение планеты в тот момент. Эта информация была доступна Гауссу, и проблема, которую ему предстояло решить, можно сформулировать следующим образом: зная местоположение планеты в три ночи, необходимо без дополнительных наблюдений определить её местоположение в определённый момент через несколько месяцев. Математические расчёты, основанные на законах Кеплера, позволяют решить эту проблему, и Гауссу удалось её решить. Гаусс доказал, что хотя телескоп астронома не мог обнаружить эту планету в период её невидимости, перо математика могло отслеживать её с абсолютной точностью. Когда же смена времён года позволяла возобновить наблюдения, поиски начинались снова. Телескоп направлялся в точку, указанную расчётами Гаусса, и там оказывалась маленькая Церера. С момента её повторного открытия планета оказалась полностью под властью математических расчётов: её местоположение каждую ночь года можно определить с точностью, близкой к той, которая достигается при наблюдении за Луной или крупными планетами нашей системы.

Открытие одной малой планеты быстро сопровождалось аналогичными успехами, и в течение семи лет к Солнечной системе были добавлены Паллада, Юнона и Веста. Орбиты всех этих тел находятся в области между орбитами Марса и Юпитера, и в течение многих лет казалось, что

Считалось, что наша планетарная система теперь полностью сформирована. Через сорок лет были возобновлены систематические исследования. Планета за планетой добавлялась в список; постепенно количество открытий росло, и к 1897 году его общее число достигло примерно 430. Их распределение в Солнечной системе в целом соответствует тому, что показано на рисунке 55. Благодаря совершенствованию астрономических телескопов и усердию некоторых астрономов, посвятивших себя этим интересным исследованиям, был создан специальный метод наблюдения, предназначенный именно для поиска этих маленьких объектов.

Известно, что орбиты всех крупных планет в небесах практически совпадают с орбитой, по которой, как кажется, движется Солнце среди звезд; эта орбита называется эклиптикой. Естественно предположить, что малые планеты также движутся по этой же большой дороге, которая ведет их через все знаки зодиака поочередно. Некоторые из малых планет, безусловно, значительно отклоняются от траектории Солнца, но подавляющее большинство находится примерно рядом с ней. Это обстоятельство сразу же упрощает поиск новых планет. Необходимо исследовать определенную зону в небе, но в целом нет особой пользы от расширения поисков на другие части неба.

Следующим шагом является составление карты, содержащей все звезды в этом регионе. Это задача чрезвычайно трудоемкая: звезд, видимых в больших телескопах, настолько много, что в столь узко ограниченном регионе может находиться многие десятки тысяч, а возможно, даже сотни тысяч звезд. Факт в том, что многие из известных сегодня малых планет являются чрезвычайно мелкими объектами; их можно увидеть только с очень мощными телескопами, а для их обнаружения необходимо использовать карты, на которых изображены даже самые тусклые звезды. Многие астрономы приняли участие в создании этих карт; среди них можно назвать Палису из Вены, который с помощью своих карт обнаружил восемьдесят три малых планеты, и покойного профессора Питерса из Клинтона, штат Нью-Йорк, который аналогичным образом нашел сорок девять таких тел.

Рис. 55. — Зона малых планет между Марсом и Юпитером.

Астроном, собирающийся найти новую планету, направляет свой телескоп в ту часть орбиты Солнца, которая находится на меридиане в полночь; именно там, если вообще где-то, есть шанс на успех, поскольку это область, в которой такое тело находится ближе к Земле, чем в любой другой точке своей орбиты. Он внимательно сравнивает свою карту с небесами и обычно обнаруживает соответствие звезд на небе и звезд на карте; но иногда бывает так, что какая-то точка на небе отсутствует на карте. Его внимание сразу привлекается; он внимательно следит за этим объектом, и если тот движется…

Это планета. Однако он не может быть уверен, что действительно совершил открытие: бесспорно, он нашёл планету, но это может быть одна из уже известных многочисленных планет. Чтобы прояснить этот вопрос, ему необходимо провести дальнейшие, а иногда и очень трудоёмкие исследования: ему нужно просмотреть Берлинский ежегодник и другие эфемериды таких планет, чтобы выяснить, возможно ли, чтобы какая-либо из них находилась в данном положении в указанную ночь. Если ему удастся установить, что никакое ранее открытое тело не могло находиться там, тогда он имеет право сообщить своим коллегам-астрономам о открытии нового члена Солнечной системы. По-видимому, все более значимые из малых планет были открыты уже давно. Недавние добавления в список — это, как правило, крайне мелкие объекты, недоступные для наблюдения с помощью небольших телескопов.

С 1891 года метод поиска малых планет, который мы только что описали, практически заменён более совершенным способом. Оказалось возможным использовать фотографию для создания карт неба. Фотопластинку подвергают облучению в телескопе определённой области неба в течение достаточно длительного времени, чтобы очень тусклые звёзды могли оставить на ней свои изображения. Необходимо следить за тем, чтобы часы, управляющие камерой, с максимальной точностью синхронизировались с вращением Земли, чтобы фиксированные звёзды на пластинке выглядели как чёткие точки. Если при проявлении пластинки окажется, что звезда оставила след, это означает, что во время экспозиции (как правило, в течение нескольких часов) у этой звезды было собственное движение; другими словами, это должна быть планета. Для большей надёжности обычно делают вторую фотографию той же области через короткий промежуток времени. Если место, занимаемое следом на первой пластинке, теперь пусто, а на второй пластинке появляется новый след, лежащий на одной линии с первым, то не остаётся никаких сомнений в том, что мы имеем подтверждение существования планеты, и что нас не ввёл в заблуждение какой-либо дефект на пластинке или несколько мелких звёзд, случайно находившихся очень близко друг к другу. Вольф из Гейдельберга, а за ним Шарлоа из Ниццы, таким образом открыли большое количество новых малых планет, а также восстановили многие из тех, которые были потеряны из-за недостатка наблюдений.

13 августа 1898 года господин Г. Витт из обсерватории «Урания» в Берлине открыл новый астероид с помощью фотографического метода. Изначально этот объект считался лишь дополнением к 432 уже открытым астероидам, не имеющим особой значимости. Как обычно, ему было присвоено временное обозначение в соответствии с простой алфавитной системой. Это временное обозначение для астероида Витта было «D Q». Однако теперь оно заменено официальным названием. Господин Витт дал своему астероиду имя «Эрос». Это название было должным образом принято астрономами, и таким образом астероид будет известен вечно.

То, что делает открытие Эроса одним из самых замечательных событий в современной астрономии, заключается в том, что в те редкие моменты, когда этот астероид приближается к Земле, он находится ближе к ней, чем планета Марс когда-либо может быть. Ближе, чем планета Венера когда-либо может быть. Ближе, чем любой другой известный астероид когда-либо может быть. Поэтому мы отводим Эросу исключительное положение ближайшего к нам планетарного соседа среди всех небесных тел. В определенных условиях его расстояние от Земли не будет превышать одну седьмую среднего расстояния до Солнца.

О физическом составе астероидов и характере их поверхностей мы совершенно ничего не знаем. Возможно, эти тела представляют собой шары, подобные нашей Земле в уменьшенном виде, с континентами и океанами. Если на таких телах, диаметр которых часто составляет всего несколько миль, существует жизнь, то она должна быть совершенно иной, чем то, с чем мы знакомы. Оставив в стороне все остальные трудности, связанные с возможным отсутствием воды и крайне малой вероятностью наличия атмосферы соответствующей плотности и состава для дыхания, сама гравитация препятствует существованию органических существ, приспособленных к жизни на Земле, на маленькой планете.

Давайте попробуем проиллюстрировать этот момент. Предположим, что у нас есть маленькая планета диаметром восемь миль, или, округляя, тысячная доля диаметра Земли. Если допустить, что материалы этой планеты имеют ту же природу, что и вещества на Земле,

Легко доказать, что гравитация на поверхности этой планеты будет составлять лишь тысячную часть гравитации Земли. Следовательно, вес объекта на Земле сократился бы до тысячной части, если бы этот объект был перенесен на планету. Обычные весы, при которых груз кладут в одну чашку, а объект для взвешивания — в другую, этого не покажут; при таком тестировании вес объекта, конечно же, будет одинаковым в любом месте, поскольку если меняется гравитация объекта, то пропорционально ей меняется и гравитация противовесов. Однако при использовании рычажных весов изменение станет сразу заметным, и усилие, необходимое для поднятия груза, сократится до тысячной части. Груз весом в тысячу фунтов можно было бы поднять с поверхности планеты с тем же усилием, с которым на Земле поднимается один фунт; последствия этого будут весьма значительными.

В нашем описании Луны упоминалось (стр. 103), что мы можем рассчитать скорость, с которой необходимо выпустить снаряд, чтобы он больше никогда не вернулся на планету, с которой был выпущен. Мы применили этот подход, чтобы объяснить, почему Луна, по-видимому, полностью потеряла любую атмосферу, которая у нее могла когда-то быть.

Если в целях иллюстрации предположить, что плотности всех планет одинаковы, то закон, описывающий критическую скорость для каждой планеты, можно легко сформулировать. Фактически он просто пропорционален диаметру соответствующей планеты. Так, для малой планеты, диаметр которой составляет тысячную часть диаметра Земли, то есть около восьми миль, критическая скорость будет равна тысячной части шести миль в секунду, то есть примерно тридцати футов в секунду. Это низкая скорость по обычным меркам. Ребенок может легко подбросить мяч на высоту пятнадцати–шестнадцати футов, однако чтобы достичь такой высоты, мяч должен быть выпущен со скоростью тридцати футов в секунду. Ребенок, стоящий на планете диаметром восемь миль, бросает свой мяч вертикально вверх; мяч будет подниматься все выше и выше до удивительной высоты. Если первоначальная скорость будет меньше тридцати футов в секунду, мяч в конце концов перестанет двигаться, начнет падать вниз.

Скорость постепенно увеличивалась, пока наконец мяч снова не вышел на поверхность с такой же скоростью, с которой был выпущен. Если первоначальная скорость составляла тридцать футов в секунду или больше, то мяч продолжал бы лететь вверх и никогда не вернулся бы обратно. В одной из будущих глав потребуется снова обратиться к этой теме.

Некоторые из малых планет в мощных телескопах видны как диски значительных размеров; их даже измеряли с помощью микрометра. Таким образом профессор Барнард из Обсерватории Лик определил следующие значения диаметров четырех первооткрытых малых планет:

485
Церера — миль.
304
Паллада — миль.
118
Юнона — миль.
243
Веста — миль.

Однако значение для Юноны очень неопределенно, и гораздо большее количество малых планет значительно меньше, чем указывают приведенные здесь цифры. С помощью определенных расчетов можно оценить общую массу всех малых планет, поскольку наблюдения позволяют нам узнать степень их совместного воздействия на движение Марса. Таким образом Леверье пришел к выводу, что суммарная масса малых планет должна быть примерно равна четверти массы Земли. Харцер, повторив исследование более совершенными методами, пришел к выводу, что суммарная масса составляет одну шестую массы Земли. Нет сомнений, что общая масса всех известных в настоящее время малых планет составляет лишь очень малую долю от того значения, к которому указывают эти расчеты. Поэтому мы делаем вывод, что должно существовать огромное количество малых планет.

планеты, которые ещё не были зарегистрированы в обсерватории. Эти неизвестные планеты, должно быть, чрезвычайно маленькие.

Орбиты этой группы тел существенно отличаются по своим характеристикам от орбит крупных планет. Некоторые из них наклонены под углом 30° к плоскости орбиты Земли, тогда как угол наклона у крупных планет составляет не более нескольких градусов. Орбиты некоторых малых планет также имеют вид сильно вытянутых эллипсов, в то время как орбиты крупных планет в основном сохраняют круглую форму. Периоды вращения этих небольших объектов вокруг Солнца составляют от трех до почти девяти лет.

Значительное увеличение числа малых планет стало результатом усилий тех астрономов, которые посвятили себя изучению этой области. Их успех потребовал огромного количества работы со стороны компьютеров, используемых в «Берлинском годовом сборнике». Это полезное издание занимает в этом отношении место, которое не занимают ни наш «Морской альманах», ни аналогичные публикации других стран. Группа квалифицированных специалистов по работе с компьютерами считает своим долгом предоставлять для «Берлинского годового сборника» подробную информацию о движении малых планет. Как только проводится несколько полных наблюдений, этот небольшой объект оказывается в надежных руках математика; он может предсказать его движение на будущие годы, а информация обо всех известных малых планетах приводится в ежегодных томах упомянутого издания.

Рост числа открытий происходит настолько быстро, что объем работы, необходимый для подготовки таких прогнозов, сейчас огромен. Должно признаться, что многие малые планеты очень тусклы и по другим причинам не представляют интереса, поэтому астрономы иногда склонны соглашаться с мнением о том, что часть астрономических усилий, затрачиваемых на расчет траекторий этих тел, можно было бы использовать более эффективно. Для этого достаточно было бы оставить без внимания все менее интересные объекты из этой группы и позволить им следовать своим траекториям без наблюдения.

с помощью телескопа или с помощью ещё более точных таблиц математических вычислителей.

Солнце, которое управляет огромными планетами нашей системы, не пренебрегает тем, чтобы с такой же заботой направлять движение крошечных тел, образующих малые планеты. В определённые моменты некоторые из них приближаются к Земле настолько близко, что привлекают внимание астрономов, особо заинтересованных в определении размеров Солнечной системы. Эти наблюдения можно проводить с довольно высокой точностью; кроме того, их результаты можно умножать в любой желаемой степени. Поэтому у некоторых из этих малых тел есть большое будущее в астрономии, поскольку они, по-видимому, способны указывать на истинное расстояние от Земли до Солнца с большей точностью, чем Венера или Марс. Самые маленькие из этих планет не подходят для этой цели: их можно увидеть только в мощных телескопах, и их невозможно измерить с необходимой точностью. Также очевидно, что планеты, выбираемые для наблюдений, должны находиться как можно ближе к Земле. В благоприятных условиях некоторые малые планеты приближаются к Земле на расстояние, составляющее примерно три четверти расстояния до Солнца. Все эти факторы ограничивают количество тел, пригодных для этих целей, примерно дюжиной; из них обычно одна или две находятся в подходящем положении каждый год.

Для определения расстояния до Солнца этот метод с использованием малых планет имеет неоспоримые преимущества. Сама планета в телескопе представляет собой крошечную звездообразную точку, и измерения проводятся от неё до звёзд, видимых рядом с ней. Возможно, здесь будет необходимо кратко объяснить характер упомянутых наблюдений. Когда мы говорим об измерениях от планеты до звезды, мы не имеем в виду, вероятно, самое обычное понимание этого выражения. Мы не имеем в виду фактическое измерение количества миль по прямой линии между планетой и звездой. Этот показатель, даже если он возможен, может быть получен лишь в результате длительной серии наблюдений, характер которых будет объяснён позже, когда мы будем говорить о расстояниях до звёзд. Измерения, о которых идёт речь здесь, имеют более простой характер; они служат лишь для определения

Кажущаяся дистанция объектов выражается в угловых мерах. Эта угловая мера совершенно отличается по своей природе от линейной меры, и эти два метода могут действительно привести к результатам, которые на первый взгляд кажутся парадоксальными.

В качестве примера можно привести группу звезд, образующих Плеяды, и те, что составляют Большую Медведицу. Последняя представляет собой большую группу, а первая — маленькую. Но почему мы считаем, что слова «большая» и «маленькая» здесь применимы верно? Каждая пара звезд Большой Медведицы образует большой угол с глазом. Каждая пара звезд в Плеядах образует маленький угол, и именно эти углы являются прямым объектом астрономических измерений. Говоря о расстоянии между двумя звездами, мы имеем в виду угол, ограниченный двумя линиями, идущими от глаза к этим звездам. Именно это и могут измерить наши инструменты, причем следует отметить, что здесь не делается никаких ссылок на линейную величину. Действительно, если говорить о фактических размерах, то вполне возможно, что Плеяды представляют собой гораздо более крупную группу, чем Большая Медведица, и что кажущееся превосходство последней обусловлено лишь её близостью к нам. Самые точные значения угловых измерений получаются тогда, когда две звезды или две звездоподобные точки находятся настолько близко друг к другу, что их можно увидеть в одном поле зрения телескопа. Существуют специальные устройства, которые позволяют астроному в таких случаях достигать такой точности в наблюдениях, какой невозможно добиться при измерении объектов, менее четко выраженных или находящихся на большем кажущемся расстоянии. Поэтому определение расстояния маленькой звездоподобной планеты от звезды характеризуется высокой точностью.

Но существует ещё один, возможно, более весомый аргумент в пользу определения масштаба Солнечной системы с помощью этого метода. Настоящая сила метода малых планет заключается не столько в индивидуальной точности наблюдений, сколько в том, что благодаря самой природе метода можно сосредоточить значительное количество повторений на получении результата. Разумеется, следует понимать, что когда мы говорим о точности наблюдения, это не означает, что она может быть полностью свободна от ошибок. Ошибки всегда существуют, и хотя они могут быть незначительными, тем не менее…

Количественные показатели, которые необходимо измерить, очень малы, поэтому ошибка, хоть и незначительная по своей природе, может составлять значительную долю от общего значения. Единственный способ снизить влияние такой ошибки — это взять среднее значение большого количества измерений. В этом и заключается истинная ценность метода использования малых планет. Нам не нужно ждать редких событий, таких как прохождение Венеры. Каждый год происходит сближение одной или нескольких малых планет с Землей на достаточное расстояние, чтобы этот метод можно было применить. Различные условия, связанные с каждой планетой, а также огромное разнообразие возможных наблюдений способствуют дальнейшему уменьшению ошибок.

Поскольку планета движется по небу, которое повсюду усеяно бесчисленными звездами, очевидно, что эта планета, сама похожая на звезду, всегда будет иметь ряд звезд в своей непосредственной близости. Поскольку движения планеты хорошо известны, мы можем предсказать, где она будет находиться каждую ночь во время наблюдений. Таким образом можно заранее договориться с наблюдателями, находящимися в самых разных частях Земли, о том, какие наблюдения следует проводить в каждую конкретную ночь.

По предложению доктора Гилла была предпринята попытка применить этот метод в масштабах, соответствующих его значимости. В 1888 и 1889 годах планеты Ирида, Виктория и Сапфо сблизились с Землей на такое расстояние, что были организованы одновременные измерения как в Северном, так и в Южном полушарии. План работы был полностью разработан за много месяцев до начала наблюдений. Каждому участнику исследований заранее сообщали, какие звезды будут использоваться каждую ночь. Независимо от того, смотрим ли мы на звезды с Капского мыса или из Великобритании, их положение остается абсолютно неизменным. Их расстояние настолько огромно, что перемещение Земли не влияет на их положение в значительной степени. Однако с малой планетой дело обстоит иначе: её расстояние составляет лишь миллионную долю расстояния до звезд, поэтому перемещение планеты, видимой с Капского мыса и из Европы, является измеримым величиной.

Величина, которую мы стремимся определить, может быть получена путем сравнения измерений, сделанных в Северном полушарии, с измерениями, сделанными в Южном. Наблюдения в этих двух местах должны происходить максимально одновременно, с учетом движения планеты за промежуток времени, который мог пройти. Хотя принимаются все меры предосторожности для исключения ошибок каждого наблюдения, остается фактом то, что мы сравниваем данные, полученные наблюдателями в Северном полушарии, с данными других наблюдателей, использующих, конечно же, разные инструменты и находящихся в тысячах миль оттуда. Однако в этом отношении у нас нет никаких преимуществ по сравнению с наблюдением транзита Венеры.

Тем не менее можно преодолеть даже это возражение, тем самым придав методу изучения малых планет безусловное преимущество над его конкурентами. Трудность была бы преодолена, если бы мы могли обеспечить такую ситуацию: астроном, сделав серию наблюдений в хорошую ночь в Северном полушарии, мог бы немедленно перебраться вместе со всеми инструментами на южную станцию и там повторить наблюдения. Подобная замена возможна без каких-либо чудесных средств, и, бесспорно, это самый совершенный способ измерения расстояния до Солнца, известный нам. Этот метод уже с успехом применялся доктором Гиллом при изучении планеты Юнона, и существуют другие малые планеты, для которых условия еще более благоприятны.

Рассмотрим, к примеру, малую планету, которая иногда приближается к Земле на расстояние до 70 000 000 миль. Когда приближается момент оппозиции, квалифицированный наблюдатель должен быть размещен на подходящей станции близ экватора. Инструментом, который он должен использовать, является удивительное сочетание механических и оптических технологий — гелиометр.[20] Его можно использовать для измерения углового расстояния между объектами, находящимися слишком далеко друг от друга для использования обычного микрометра. Измерения должны проводиться вечером, как только планета поднимется достаточно высоко, чтобы ее можно было четко видеть. Затем наблюдателя и обсерваторию следует перебросить на другую сторону Земли. Как это сделать? А точнее, как можно помешать этому сделать? Разве Земля не вращается вокруг своей оси, так что за несколько часов…

Нужно ли везти обсерваторию, расположенную на экваторе, на тысячи миль вокруг Земли? С наступлением утра наблюдения необходимо повторять. Оказывается, что положение планеты значительно меняется по отношению к звездам. Это частично связано с её собственным движением, но в большей степени — с параллаксом, возникающим в результате вращения Земли; этот эффект может составлять до двадцати секунд. Размеры, полученные за одну ночь с использованием гелиометра, не должны иметь среднюю погрешность, превышающую одну пятую секунды; можно с разумной уверенностью ожидать, что наблюдения будут возможны примерно в течение двадцати пяти ночей во время оппозиции. Четыре таких серии измерений могут дать значение расстояния до Солнца с погрешностью, не превышающей тысячную от общего значения. Основная сложность заключается в движении планеты в промежутке времени между вечерними и утренними наблюдениями. Эту проблему можно решить путем тщательных и повторяющихся измерений положения планеты по отношению к звездам, мимо которых она проходит.

В значительном труде, опубликованном в 1897 году в Обсерватории Кейптауна под руководством доктора Гилла, были получены окончательные результаты наблюдений за планетами Ирида, Виктория и Сапфо. Из этих данных следует, что угол, который подразделяет экваториальный радиус Земли в центре Солнца при среднем расстоянии между ними, равен 8´´·802. Если использовать наилучшее значение экваториального радиуса Земли, то среднее расстояние от центра Солнца до центра Земли составит 92 870 000 миль. Это, вероятно, самое точное значение масштаба Солнечной системы, когда-либо полученное.

ГЛАВА XII.
ЮПИТЕР.
Огромные размеры Юпитера — сравнение его диаметра с диаметром Земли —
размеры планеты и её орбита — её вращение — сравнение её массы и объёма с массой и объёмом Земли — относительная лёгкость Юпитера — как это объясняется —
Юпитер, вероятно, до сих пор находится в нагретом состоянии — пояса на Юпитере — пятна на его поверхности — время вращения различных пятен различно — бури на Юпитере — Юпитер не является светящимся телом — спутники — их открытие — их вид в телескоп — их орбиты — затмения и скрытия — спутник в процессе прохождения мимо Юпитера — скорость света — как измерить эту скорость экспериментально? — определение расстояния до Солнца по затмениям спутников Юпитера — спутники Юпитера как доказательство коперниковской системы.

Исследуя прекрасную серию тел, составляющих Солнечную систему, мы пошагово двигались наружу от Солнца. Следуя этому методу, мы теперь пришли к великолепной планете Юпитер, которая движется по своей величественной орбите сразу за орбитами малых планет, которые мы только что рассматривали. Действительно, огромна разница между этими крошечными шариками и гигантским шаром Юпитера. Если бы мы выбрали другой подход — если бы, например, рассматривали различные тела нашей планетарной системы в порядке их размера, — тогда малые планеты были бы рассмотрены в последнюю очередь, а лидером стал бы Юпитер. На этот титул Юпитер имеет полное право, без какой-либо конкуренции. Следующий по величине — прекрасный и интересный Сатурн — значительно уступает ему. Ещё больше снижение в масштабе размеров необходимо, чтобы добраться до Урана и Нептуна, а ещё один шаг вниз — чтобы достичь той меньшей группы планет, к которой относится наша Земля. Юпитер настолько выделяется среди остальных, что даже если к Сатурну добавить все остальные тела нашей системы вместе, общая масса всё равно не будет равна величественному шару Юпитера.

Соседняя картинка (рис. 56) показывает относительные размеры Юпитера и Земли; она дает глазу более яркое представление об огромных размерах Юпитера, чем то, которое мы можем получить, рассматривая лишь числовые данные, позволяющие точно оценить его размеры. Однако, поскольку необходимо представить эти числовые данные нашим читателям, мы делаем это в начале этой главы.

Юпитер вращается по эллиптической орбите вокруг Солнца, находящегося в фокусе этой орбиты, на среднем расстоянии 483 000 000 миль. Диаметр орбиты Юпитера примерно в 5,2 раза больше, чем диаметр орбиты Земли. Форма орбиты Юпитера значительно отличается от круглой: наибольшее расстояние от Солнца составляет 5,45 единиц, а наименьшее — около 4,95 единиц, причем расстояние Земли от Солнца принимается за единицу. Даже в наилучших условиях для наблюдения Юпитера в момент оппозиции он все равно находится примерно в четыре раза дальше от Земли, чем Земля от Солнца. Эта огромная планета также иллюстрирует закон: чем дальше находится планета, тем медленнее происходит ее движение по орбите. Если Земля преодолевает расстояние в 18 миль в секунду, то Юпитер — всего 8 миль. По этим двум причинам время, необходимое внешней планете для завершения одного оборота, больше, чем период обращения Земли. Не только…

планета совершает оборот вокруг Солнца за более длительное время, чем Земля, но её скорость меньше; поэтому Юпитеру требуется 4 332,6 дня, то есть примерно на пятьдесят дней меньше, чем двенадцать лет, чтобы совершить один оборот по небесной сфере.

Средний диаметр этой большой планеты составляет около 87 000 миль. Мы говорим о среднем диаметре, потому что у Юпитера существует заметная разница между экваториальным и полюсным диаметрами. Мы уже видели, что подобная разница имеется и у Земли, где полюсный диаметр меньше экваториального; однако это несоответствие между двумя размерами у Юпитера гораздо более значительно, чем у Земли. Экваториальный диаметр Юпитера составляет 89 600 миль, тогда как полюсный — не более 84 400 миль. Эллиптичность Юпитера, указанная этими цифрами, настолько заметна, что становится очевидной без каких-либо сложных измерений. Планета вращается вокруг своего самого короткого диаметра с такой огромной скоростью, если учитывать размеры самой планеты. Каждый оборот совершается примерно за 9 часов 55 минут.

Мы можем сравнить период вращения Юпитера с гораздо более медленным вращением нашей Земли, которое длится двадцать четыре часа. Разница становится ещё более заметной, если рассмотреть относительные скорости, с которыми объект на экваторе Земли и на экваторе Юпитера фактически движется. Поскольку диаметр Юпитера почти в одиннадцать раз больше диаметра Земли, следует, что скорость на экваторе Юпитера должна быть примерно в двадцать семь раз выше, чем на Земле. Безусловно, именно такой высокой скорости вращения мы должны приписывать чрезвычайную эллиптичность Юпитера; быстрое вращение создаёт сильную центробежную силу, которая выталкивает наружу гибкие материалы, из которых, по-видимому, состоит планета.

Насколько мы можем судить, Юпитер не является твёрдым телом. Это важный факт; поэтому необходимо подробнее рассмотреть этот вопрос, поскольку здесь мы видим значительное различие между этой большой планетой и другими планетами, которые ранее привлекали наше внимание. На основе уже приведённых измерений легко рассчитать объём Юпитера. Оказывается, что объём этой планеты примерно в 1 300 раз больше…

размером с Землю; другими словами, потребовалось бы 1300 шаров, каждый из которых был бы размером с нашу Землю, сложенных вместе, чтобы получить один шар размером с Юпитер.

Если бы материалы, из которых состоит Юпитер, имели свойства, аналогичные свойствам земных материалов, мы могли бы ожидать, что масса этой планеты превзойдёт массу Земли примерно в той же пропорции, что и их объёмы. Именно это и предстоит сейчас проверить. Сразу возникает вопрос: как же нам определить массу Юпитера? Даже взвесить Землю, на которой мы стоим, — дело нелёгкое. Как же тогда можно взвесить огромную планету, гораздо большую по размеру за Землю и находящуюся от нас на сотни миллионов миль? Поистине, это сложная задача. Однако интеллектуальные способности человека оказались достаточными для решения этой задачи в области космической инженерии. Конечно, люди не могут создать те огромные весы, на которых можно было бы взвесить планету, но они могут использовать для этой цели определённые природные явления, которые дают необходимую информацию.

Такие исследования основаны на принципе всемирного тяготения. Масса Юпитера притягивает другие массы в Солнечной системе. Эффективность этого притяжения особенно заметна на тех телах, которые находятся рядом с планетой. Благодаря этому притяжению эти тела совершают определённые движения. Мы можем наблюдать характер этих движений с помощью телескопов, определять их величину, а на основе наших измерений вычислять массу того тела, которое вызывает эти движения. Это единственный метод, который у нас есть для изучения масс планет; и хотя его применение может быть сложным — не только из-за необходимости проведения определённых наблюдений, но и из-за сложности и глубины расчётов, которые требуются на основе этих наблюдений, — тем не менее, по крайней мере в случае Юпитера, результат не вызывает сомнений.

Задача значительно упрощается в случае самой крупной планеты нашей системы благодаря прекрасной системе спутников, окружающих её. Эти маленькие спутники вращаются под воздействием Юпитера, и их движения…

Его использование для наших нынешних целей не должно быть никаким образом препятствовано. Именно благодаря наблюдениям за спутниками Юпитера мы можем измерить его гравитационную силу и, таким образом, рассчитать массу этой могущественной планеты.

Для тех, кто не особо знаком с принципами механики, может показаться сложным представить степень точности, достижимую с помощью такого метода. Однако нет никаких сомнений в том, что спутники Юпитера сообщают нам о его массе, при этом допускаемая погрешность не превышает стотысячной части от общей величины. Если нужны дополнительные подтверждения, они имеются в изобилии. Малая планета время от времени приближается к орбите Юпитера и подвергается его гравитационному воздействию; планета вынуждена отклоняться от своего пути, и можно измерить величину этого отклонения. На основе этих измерений можно рассчитать массу Юпитера с помощью формул, которые здесь невозможно привести. Масса Юпитера, определенная этим методом, совпадает с массой, полученной совершенно другим способом — с помощью спутников.

Мы еще не исчерпали все возможности астрономии в решении этой проблемы. Мы можем отказаться от планетарной системы и обратиться за помощью к кометам, которые, пролетая мимо орбит планет, время от времени подвергаются значительным, а иногда и огромным возмущениям. Для настоящего времени достаточно отметить, что однажды или дважды случалось так, что смелые кометы оказывались достаточно близко к Юпитеру, чтобы сильно пострадать от его гравитации, после чего в своем измененном движении показывали величину массы, повлиявшей на них. Спутники Юпитера, малые планеты и кометы — все они указывают на массу этой гигантской планеты; и поскольку все они дают схожие результаты (по крайней мере, в очень узких пределах), мы можем без колебаний заключить, что масса самой крупной планеты нашей системы была определена с высокой точностью.

Теперь необходимо привести результаты этих измерений. Они, конечно же, показывают, что Юпитер значительно уступает Солнцу — фактически, потребовалось бы около 1 047 Юпитеров, сложенных воедино, чтобы создать тело с такой же массой, как у

Солнце. Они также показывают нам, что для противодействия массе Юпитера потребовалось бы 316 шаров весом с нашу Землю.

Бесспорно, это доказывает, что Юпитер — это тело огромных размеров; однако поразительным является не то, что Юпитер в 316 раз тяжелее Земли, а то, что он не намного тяжелее её. Разве мы не говорили, что Юпитер в 1300 раз больше Земли? Тогда почему же его масса в 316 раз меньше? Это сразу указывает на какое-то фундаментальное различие в составе Юпитера и Земли. Как нам объяснить эту разницу? Мы можем представить два объяснения. Во-первых, можно предположить, что Юпитер состоит из материалов, частично или полностью неизвестных на Земле. Однако существует альтернативное предположение, более философское и более соответствующее данным. Действительно, мы знаем мало или совсем ничего о том, какими могут быть элементарные вещества на Юпитере, но одно из великих открытий современной астрономии позволило нам узнать что-то о элементарных телах, присутствующих в других телах Вселенной, и показало, что в значительной степени они идентичны элементарным телам на Земле. Если Юпитер состоит из тел, подобных тем, что на Земле, то есть только один способ объяснить разницу между его размерами и массой. Возможно, лучший способ изложить этот аргумент — это взглянуть на далекую историю самой Земли, ведь кажется вполне возможным, что нынешнее состояние Юпитера было предвещено состоянием нашей Земли многочисленные эпохи назад.

В предыдущей главе нам доводилось отмечать, как Земля, по-видимому, охлаждалась из более раннего, крайне горячего состояния. Чем дальше мы заглядываем в прошлое, тем горячее кажется наша планета; и если мы перенесем наш взгляд на достаточно далекую эпоху, мы увидим, что когда-то там было настолько жарко, что жизнь на её поверхности была бы невозможна. Ещё раньше температура была настолько высокой, что вода не могла оставаться на поверхности Земли; следовательно, кажется вероятным, что в какую-то невероятно далекую эпоху все океаны, сейчас находящиеся на дне, а также, возможно, значительная часть нынешней твердой коры Земли, должны были находиться в состоянии

пар. Такое преобразование Земли не изменило бы её массы, ведь материалы имеют одинаковую массу независимо от температуры, но оно значительно изменило бы размеры нашей планеты. Если бы эти океаны превратились в пар, то атмосфера, наполненная громадными облаками, имела бы объём в несколько сотен раз больший, чем в настоящее время. Смотря с далёкой планеты, атмосфера, полная облаков, указывала бы на видимый размер нашей планеты, и её средняя плотность казалась бы гораздо меньшей, чем в настоящее время.

Из этих соображений становится ясно, что расхождение между размером и массой Юпитера по сравнению с нашей Землёй полностью исчезло бы, если бы мы предположили, что Юпитер в настоящее время является сильно нагретым телом, находящимся в том же состоянии, что и наша Земля много миллионов лет назад. Все обстоятельства дела способствуют обоснованию этого аргумента. Мы объясняли малый размер Луны тем, что она достаточно остыла, в результате чего её вулканы замолчали. Аналогичным образом, малый размер Земли по сравнению с Юпитером объясняет тот факт, что Юпитер всё ещё сохраняет большую часть своего первоначального тепла, в то время как более маленькая Земля рассеяла большую часть своих запасов тепла. Этот аргумент становится более наглядным и убедительным, когда мы включаем в сравнение другие планеты. Как правило, мы видим, что более мелкие тела, такие как Земля и Марс, имеют высокую плотность, что указывает на низкую температуру, в то время как гигантские планеты, такие как Юпитер и Сатурн, имеют низкую плотность, что свидетельствует о том, что они всё ещё сохраняют большую часть своего первоначального тепла. Мы говорим «первоначальное тепло» из-за отсутствия, возможно, более точного выражения; однако это подчёркивает, что мы совсем не имеем в виду солнечное тепло, которое, действительно, большие внешние планеты получают в гораздо меньшем количестве, чем те, что находятся ближе к Солнцу. Откуда могло взяться это первоначальное тепло — вопрос, который пока остаётся в области гипотез.

Полное обоснование этих взглядов относительно Юпитера можно найти при тщательном телескопическом осмотре его поверхности; к счастью, размер планеты настолько велик, что даже при

Расстояние до Юпитера превышает миллионы миль — больше, чем количество дней в году, — но мы всё равно можем разглядеть на его поверхности некоторые значимые особенности.

На рисунке XI представлены четыре разных изображения Юпитера. Они взяты с серии замечательных рисунков этой великой планеты, созданных мистером Гриффитсом в 1897 году. На первом изображении показан вид планеты в 10 часов 20 минут по времени Гринвича 17 февраля 1897 года, полученный с помощью мощного рефракционного телескопа. На этом рисунке сразу же можно заметить, что контур Юпитера имеет явно эллиптическую форму. На поверхности планеты обычно видны заметные пояса, изображённые здесь; они почти параллельны друг другу и экватору планеты.

При наблюдении за Юпитером в течение нескольких часов внешний вид этих поясов претерпевает определённые изменения. Это отчасти связано с регулярным вращением планеты вокруг своей оси: за менее чем пять часов полушарие, которое мы сначала видели, полностью скрывается, а на его место приходит полушарие, ранее находившееся с противоположной стороны. Но помимо этих изменений, пояса и другие особенности на поверхности планеты также очень переменчивы. Иногда появляются новые полосы или узоры, а старые исчезают; на самом деле тщательное исследование Юпитера показывает поразительный факт: здесь невозможно обнаружить никаких постоянных особенностей. Здесь сразу бросается в глаза контраст между Юпитером и Марсом: на меньшей планете основные топографические контуры почти неизменны, и возможно составление карт её поверхности с довольно высокой степенью точности; однако карта Юпитера невозможна — рисунок планеты, который мы сделаем сегодня вечером, будет отличаться от рисунка того же полушария, сделанного через несколько недель.

Однако следует отметить, что время от времени на планете появляются объекты, которые, по-видимому, обладают более устойчивыми характеристиками, чем пояса. Особенно можно упомянуть объект, известный как Большая красная пятнистость, который с 1878 года является весьма заметной особенностью южного полушария Юпитера. Этот объект, привлекший огромное внимание наблюдателей, имеет длину около 30 000 миль и ширину около 7 000 миль.

Профессор Барнард отмечает, что чем старше пятна на Юпитере, тем более красноватыми они становятся.

Мы неизбежно приходим к выводу, что, наблюдая поверхность Юпитера, мы не видим никакого твердого тела. Отсутствие постоянства в особенностях этой планеты было бы понятно, если бы то, что мы видим, представляло собой лишь атмосферу, наполненную облаками непроницаемой плотности. Особенно это подтверждают пояса; они сразу напоминают экваториальные зоны на нашей Земле, и вовсе не маловероятно, что наблюдатель, находящийся достаточно далеко от Земли, чтобы получить точное представление о ее внешнем виде, обнаружил бы на ее поверхности более-менее совершенные облачные пояса, напоминающие те, что есть на Юпитере. Вид на нашу Землю был бы, так сказать, промежуточным между видом Юпитера и Марса. В последнем случае постоянные особенности планеты лишь в незначительной степени затуманены облаками, плавающими над поверхностью. Наша Земля всегда будет частично, а иногда, возможно, даже в значительной степени, покрыта облаками, тогда как Юпитер, по-видимому, всегда полностью окружен ими.

Из другой группы наблюдений мы также узнаем важную истину: Юпитер, по крайней мере на поверхностном уровне, не является твердым телом. Период вращения планеты вокруг своей оси определяется на основе наблюдения за определенными метками, которые обладают достаточной четкостью и постоянством для этих целей. Предположим, что одна из этих меток находится в центре диска планеты; ее положение тщательно измеряется, и фиксируется время. С течением часов метка перемещается к краю диска, затем вокруг другой стороны планеты и снова в видимую часть диска. Когда она возвращается в первоначальное положение, снова фиксируется время, и пройденный промежуток времени называется периодом вращения данной метки.

Если бы Юпитер был твердым телом, и если бы эти особенности были выгравированы на его поверхности, то было бы совершенно ясно, что время вращения, определенное любой меткой, должно совпадать точно с временем, указанным любой другой меткой; однако это не соответствует действительности. На самом деле более верно сказать, что каждая метка имеет свой собственный период вращения. Различия между

Очень незначительно. Было установлено, что время, за которое вращается красная пятно (широта которого составляет примерно 25° южной широты), на пять минут больше, чем время, необходимое для вращения некоторых особых белых пятен, расположенных близко к экватору. Красное пятно наблюдают уже около двадцати лет, и в течение большей части этого времени оно имело тенденцию к все более медленному вращению, что можно увидеть по следующим значениям периода его вращения:—

В 1879 году – 9 ч. 55 мин. 33,9 сек.
В 1886 году – 9 ч. 55 мин. 40,6 сек.
В 1891 году – 9 ч. 55 мин. 41,7 сек.

С 1891 года эта тенденция, по-видимому, прекратилась, в то время как само пятно постепенно тускнеет. В общем можно сказать, что экваториальные регионы вращаются примерно за 9 ч. 50 мин. 20 сек., а умеренные зоны — примерно за 9 ч. 55 мин. 40 сек. Иногда встречаются значительные исключения. Некоторые небольшие черные пятна на широте 22° северной широты, появившиеся в 1880 году и снова в 1891 году, вращались за 9 ч. 48 мин.–9 ч. 49½ мин. Следовательно, можно с уверенностью сказать, что Юпитер, насколько мы можем его видеть, не является твердым телом. По крайней мере, с его поверхности состоят облака и паровые массы, которые, судя по постоянным изменениям на поверхности планеты, находятся в состоянии чрезвычайно интенсивных штормов.

ПЛАТА XXI.
2 февраля. 4 февраля.
12 февраля. 28 февраля.
ПЛАНЕТА ЮПИТЕР.
1897 г.

Рис. 57. — Затмение Юпитера (1).

Рис. 58. — Затмение Юпитера (2).

Рис. 59. — Затмение Юпитера (3).

Рис. 60. — Затмение Юпитера (4).
Было получено множество фотографий Юпитера; особенно интересными и поучительными являются те, что сделаны в обсерватории Лик. Изображения планеты, полученные с помощью камеры в исключительных условиях, приведены на рис. 57–60; они были сделаны профессором У. Х. Пикерингом в Арекипе, Перу, 12 августа 1892 года.
[21] Малый объект с поясами — это планета Юпитер. Большое движущееся дискообразное тело (часть которого только видна) — это луна. Описываемое явление называется «затмением» планеты. На рис. 59 планета находится наполовину за луной, а на рис. 60 половина планеты всё ещё скрыта тёмной стороной луны.

Хорошо известно, что бури, вызывающие возмущения в атмосфере вокруг Земли, в конечном счёте обусловлены теплом Солнца. Именно лучи этого великого светила, падая на огромные континенты,

нагревает воздух, находящийся в контакте с ним. Этот нагретый воздух становится легче и поднимается вверх, в то время как воздух, должный занять его место, проникает сюда по поверхности. Такие течения образуют бриз или ветер; а в исключительных случаях возникают циклоны и ураганы, все они происходят из-за солнечного тепла. Нужно ли добавлять, что дожди, которые так часто сопровождают штормы, также возникают из-за солнечных лучей, которые выделяют из обширных пространств океана влагу, обновляющую Землю?

Штормы на Юпитере, по-видимому, гораздо сильнее, чем на Земле. Однако интенсивность солнечного тепла на Юпитере составляет лишь незначительную долю — на самом деле менее одной двадцать пятой — от той, что получает Земля. Невероятно, что движущая сила ужасающих бурь на этой большой планете может полностью или даже в значительной степени объясняться слабым влиянием солнечного тепла. Поэтому мы вынуждены искать другой источник таких возмущений. Каков этот источник, станет очевидно, если признать, что Юпитер все еще сохраняет значительную долю первичного внутреннего тепла. Точно так же, как само Солнце сопровождают сильные бури, являющиеся следствием его интенсивного внутреннего нагрева, так и в меньшей степени мы наблюдаем те же явления на Юпитере. Также можно заметить, что пятна на Солнце обычно располагаются в более-менее регулярных зонах, параллельных его экватору; это расположение в этом отношении не сильно отличается от расположения поясов на Юпитере.

Признав, что эта могущественная планета все еще сохраняет часть своего внутреннего тепла, остается вопрос: сколько именно. Разумеется, очевидно, что тепло планеты незначительно по сравнению с теплом Солнца. Сияние Юпитера, делающее его таким великолепным объектом в нашем ночном небе, происходит от того же источника, который освещает Землю, Луну или другие планеты. Фактически Юпитер светится за счет отраженного солнечного света, а не благодаря какому-либо внутреннему свету в его коре. Прекрасное доказательство этой истины известно каждому, кто пользуется телескопом. Маленькие спутники планеты иногда оказываются между ней и Солнцем и отбрасывают тень на Юпитер. Эта тень черная, или, по крайней мере, кажется черной по сравнению с яркой окружающей поверхностью планеты. Она должна,

Следовательно, очевидно, что Юпитер обязан Солнцу своим сиянием. Спутники служат ещё одним интересным доказательством этой истины. Один из этих небесных тел иногда попадает в тень Юпитера, и вот это маленькое тело исчезает. Это происходит потому, что Юпитер прерывает поступление солнечного света, который ранее делал спутник видимым. Но сама планета не может предоставить спутнику никакого света взамен на солнечный свет, который она перехватила.[22]

Однако уже было достаточно доказательств, чтобы можно было высказаться по вопросу о том, может ли поверхность Юпитера стать местом обитания живых существ, подобных тем, что на Земле. Очевидно, что это невозможно. Внутреннее тепло и ужасные бури, по-видимому, исключают возможность существования органической жизни на этой огромной планете, даже если бы не существовало других аргументов, ведущих к тому же выводу. Однако можно с некоторой вероятностью утверждать, что в далеком будущем у Юпитера есть шанс стать местом обитания органической жизни. Непременно наступит время, когда внутреннее тепло начнёт уменьшаться, когда облака постепенно конденсируются в океаны. Тогда на поверхности может появиться суша, и Юпитер станет пригодным для жизни.

После краткого описания самой планеты мы переходим к интересной и прекрасной системе из пяти спутников, сопровождающих Юпитер. Мы действительно уже неоднократно упоминали эти маленькие небесные тела, но не настолько, чтобы это мешало более подробному рассмотрению их в данном контексте.

Открытие четырёх основных спутников можно считать важной вехой в истории астрономии. Это объекты, которые находятся на границе между теми, что видны невооружённым глазом, и теми, которые требуют использования телескопа. Часто утверждалось, что эти объекты можно было увидеть невооружённым глазом; однако, не вступая в споры по этому вопросу, достаточно лишь упомянуть хорошо известный факт: хотя Юпитер был хорошо известен на протяжении бесчисленных веков, даже самые острые глаза под самым ясным небом никогда…

Спутники были открыты лишь тогда, когда Галилео направил на них свой только что изобретенный телескоп. Этот прибор, безусловно, был весьма слабым, но даже небольшая мощность оказалась достаточной для того, чтобы увидеть объекты, находящиеся на границе видимости.

Рис. 61. — Юпитер и его четыре спутника, видимые в телескопе с низкой мощностью.

Вид планеты и её сложной системы спутников, наблюдаемый в телескопе с умеренной мощностью, показан на рис. 61. Здесь мы видим большой шар планеты; почти на одной прямой, проходящей через его центр, расположены четыре маленьких объекта: три с одной стороны и один — с другой. Эти небольшие тела напоминают звезды, но их можно отличить от звезд по их непрерывному движению вокруг планеты, которое они сопровождают на протяжении всего её пути по небу. Для исследователя нет более приятного зрелища, чем наблюдение в телескопе за движением этой прекрасной системы.

Рис. 62. — Исчезновения спутников Юпитера.
На рис. 62 показаны некоторые из явлений, которые проявляются у спутников Юпитера. Длинная черная тень образуется в результате того, что Юпитер оказывается на пути солнечных лучей. Из-за огромного расстояния до Солнца эта тень простирается в виде очень вытянутого конуса на расстояние, значительно превышающее орбиту самого внешнего спутника. Второй спутник находится внутри этой тени и поэтому погружается в тень, то есть происходит его затмение. Затмение спутника не следует объяснять вмешательством самого Юпитера между спутником и Землей. Такое явление называется закрытием, и третий спутник показан в таком состоянии. Таким образом, второй и третий спутники также становятся невидимыми, но причины их невидимости совершенно различны. Затмение представляет собой гораздо более заметное из этих двух явлений, поскольку в момент погружения в темноту спутник может все еще находиться на определенном видимом расстоянии от края планеты, и его можно видеть до самого момента затмения. При закрытии же спутник, проходя за спину планеты, в момент исчезновения находится близко к яркому краю планеты, и прекращение свечения этого небольшого тела нельзя наблюдать с такой же выразительностью, как при затмении.

Спутник также принимает еще одно примечательное состояние во время прохождения над поверхностью планеты. В таких условиях сам спутник не всегда легко виден, но красивая тень, которую он отбрасывает, образует четкую черную точку на ярком диске планеты. Действительно, спутник часто отбрасывает видимую тень, когда проходит между планетой и Солнцем, даже если в данный момент он не находится напротив планеты с точки зрения Земли.

Периоды обращения четырех основных спутников Юпитера вокруг своей планеты составляют соответственно: 1 день 18 часов 27 минут 34 секунды для первого; 3 дня 13 часов 13 минут 42 секунды — для второго; 7 дней 3 часа 42 минуты 33 секунды — для третьего; и 16 дней 16 часов 32 минуты 11 секунд — для четвертого. Таким образом, мы видим, что периоды обращения спутников Юпитера значительно короче, чем…

нашей Луны. Даже спутник, находящийся на наибольшем расстоянии от этой великой планеты, для совершения одного оборота нуждается менее чем в двух третях обычного лунного месяца. Самый внутренний из этих тел, совершающий оборот менее чем за два дня, демонстрирует поразительную серию непрерывных и быстрых изменений; при каждом обороте он погружается в тень. Расстояние от центра Юпитера до орбиты самого внутреннего из этих четырех спутников составляет четверть миллиона миль, тогда как радиус самого внешнего — немного более миллиона миль. Второй спутник, расположенный дальше от планеты, имеет почти такой же размер, как наша Луна; остальные три тела крупнее; третье из них является самым большим (диаметром около 3560 миль). Из-за крошечных размеров спутников, видимых с Земли, крайне сложно разглядеть какие-либо узоры на их поверхностях, но несколько проведенных наблюдений, по-видимому, указывают на то, что спутники (как и наша Луна) всегда обращают одну и ту же сторону к своей родительской планете. Профессор Барнард с помощью мощного рефрактора в Лике увидел белую экваториальную полосу на первом спутнике, в то время как его полюсы были очень темными. Мистер Дуглас, наблюдая с помощью мощного рефрактора мистера Лоуэлла, также сообщил о наличии определенных полосатых узоров на третьем спутнике.

Очень интересное астрономическое открытие было сделано профессором Э.Э. Барнардом в 1892 году. С помощью 36-дюймового рефрактора в Лике он обнаружил чрезвычайно маленький пятый спутник Юпитера, находящийся на расстоянии 112 400 миль и совершающий оборот за 11 часов 57 минут 22,6 секунды. Его можно увидеть только с помощью самых мощных телескопов.

Затмения спутников Юпитера наблюдались в течение многих лет, и время их возникновения фиксировалось. В конце концов было замечено, что среди затмений этих тел существует определенный порядок, как и среди всех других астрономических явлений. Как только были выявлены законы, согласно которым происходили затмения, последовало обычное следствие: стало возможным предсказывать время их возникновения в будущем. Были сделаны соответствующие прогнозы, и они оказались в целом верными. Затем были совершены дальнейшие усовершенствования в расчетах, и была поставлена цель предсказывать время с еще большей точностью. Но когда дело дошло до определения точного момента, в который должно произойти затмение…

К сожалению, ожидания не всегда сбывались. Иногда затмение наступало на пять-десять минут раньше, а иногда — позже. Подобные расхождения всегда требуют внимания. Именно благодаря правильному использованию таких расхождений часто делаются открытия, и один из самых интересных примеров — это то, что мы видим перед собой.

Со временем было обнаружено, что нарушения в ходе затмений подчиняются определенным законам. Было замечено, что когда Земля находится близко к Юпитеру, затмение обычно происходит раньше предсказанного времени; тогда как когда Земля находится на стороне своей орбиты, противоположной Юпитеру, затмение наступает позже. Как только это было доказано, в 1675 году датский астроном Ромер быстро сделал важное открытие. Когда спутник попадает в тень, его свет постепенно уменьшается, пока полностью не исчезает. Именно последний луч света от затмеваемого спутника указывает время затмения; но этот луч должен пройти от спутника до Земли и попасть в наш телескоп, прежде чем мы сможем зафиксировать момент затмения. Раньше считалось, что свет распространяется мгновенно, поэтому считалось, что момент затмения совпадает с моментом его наблюдения в телескопе. Однако позже выяснилось, что это неверно. Было обнаружено, что свету нужно время для распространения. Когда Земля находится относительно близко к Юпитеру, свет проходит небольшое расстояние, информация о затмении приходит быстро, и затмение наблюдается раньше, чем указывают расчеты. Когда Земля находится далеко от Юпитера, свету приходится пройти большее расстояние, и на это уходит больше времени, чем в среднем, поэтому затмение наступает позже, чем предсказывалось. Это простое объяснение устранило трудности, связанные с прогнозированием затмений спутников. Но это открытие имело гораздо более значительные последствия. Благодаря ему мы узнали, что свет имеет измеримую скорость, которая, согласно недавним исследованиям, составляет 186 300 миль в секунду.

Один из самых известных попыток определить расстояние до Солнца основан на сочетании экспериментов с измерением скорости света и астрономических измерений. Это метод высокой точности и интересный, и хотя он не полностью соответствует всем необходимым условиям…

Чтобы добиться идеально удовлетворительного результата, невозможно полностью избежать здесь какого-либо упоминания об этом. Несмотря на то, что скорость света чрезвычайно велика, было выяснено, что её можно измерить путем прямых экспериментов. Это одно из самых сложных экспериментальных исследований, когда-либо проводившихся. Если трудно измерить скорость пули из ружья, что же говорить о скорости луча света, которая в почти миллион раз больше? Как нам создать прибор достаточно точный, чтобы определить скорость, с которой свет может обойти Землю по экватору не менее семи раз за одну секунду? Обычные средства измерения здесь бесполезны; нам приходится создавать прибор совершенно иного типа.

При попытке определить скорость движущегося тела сначала отмечается определённое расстояние, а затем измеряется время, необходимое телу для преодоления этого расстояния. Скорость поезда определяется по времени, за которое он проходит от одной милинной столба до другого. Скорость пули из ружья определяется с помощью изощрённого устройства, основанного на том же принципе. Чем больше скорость, тем желательнее, чтобы расстояние, преодолеваемое в ходе эксперимента, было как можно больше. При измерении скорости света мы выбираем для измерения максимально возможную длину. Однако необходимо, чтобы оба конца линии были видны друг от друга. Холм, находящийся в миле или двух отсюда, может служить подходящим местом для удалённой станции, и расстояние от выбранной точки на холме до наблюдателя должно быть тщательно измерено.

Теперь задача сформулирована просто: необходимо отправить луч света от наблюдателя к удалённой станции и измерить время, затрачиваемое этим лучом на путь. Можно предположить, что наблюдатель с помощью соответствующего устройства установил фонарь, из которого исходит тонкий луч света. Предположим, что этот луч долетает до удалённой станции и падает на поверхность отражающего зеркала. Мгновенно он отклоняется в результате отражения в новом направлении, зависящем от угла наклона зеркала. При соответствующей настройке зеркало может быть расположено так, чтобы свет падал на него перпендикулярно; в этом случае луч, конечно же, вернётся обратно.

Направление, из которого он пришел. Пусть зеркало остается в этом положении на протяжении всего эксперимента. Следовательно, луч света, исходящий от фонаря, вернется к нему после того, как пройдет путь до удаленной станции и обратно. Теперь представьте себе небольшую заслонку, расположенную перед фонарем. Мы открываем заслонку — луч света устремляется к удаленному отражателю, а затем возвращается обратно через отверстие. Но теперь, позволив лучу пройти через заслонку, предположим, что мы попытаемся закрыть ее до того, как у луча появится время вернуться обратно. Какие же пальцы могут быть достаточно проворными, чтобы сделать это? Даже если удаленная станция находится в десяти милях отсюда, так что свету приходится преодолевать десять миль до зеркала и еще десять миль обратно, весь процесс займет около девятитысячной доли секунды — периода, настолько короткого, что даже если бы он был в тысячу раз длиннее, ручная ловкость вряд ли позволила бы закрыть отверстие. Однако можно создать заслонку, достаточно чувствительную для этой цели.

Принцип этого замечательного метода становится достаточно очевидным из диаграммы на этой странице (рис. 63), взятой из книги Ньюкомба «Популярная астрономия». На рисунке показан фонарь, наблюдатель и большое колесо с выступающими зубьями. Каждый зубье, проходя мимо, закрывает луч света, исходящий от фонаря, а также глаз, направленный, конечно же, на зеркало, находящееся на удаленной станции. В показанном здесь положении колеса луч от фонаря будет проходить к зеркалу и обратно, так что его будет видно глазу; но если колесо будет вращаться, может случиться так, что луч, покинув фонарь, не успеет вернуться до того, как следующее зубье колеса окажется перед глазом и закроет его. Если колесо будет вращаться еще быстрее, следующее зубье может пройти мимо глаза, и тогда луч снова станет видимым. Скорость вращения колеса можно измерить. Таким образом мы можем определить время, за которое одно из зубьев проходит мимо глаза; это позволяет нам оценить время, затрачиваемое лучом света на двойное путешествие, а значит, и скорость света.

Таким образом, кажется, что мы можем определить скорость света либо путем наблюдения спутников Юпитера, либо с помощью экспериментальных исследований. Если мы выберем второй метод, то сможем сделать важные астрономические выводы. Фиг. 63. — Способ измерения скорости света. Мы действительно можем использовать этот метод для решения той великой проблемы, о которой так часто говорят — расстояния от Земли до Солнца, хотя он и не может соперничать по точности с некоторыми другими методами.

Размеры Солнечной системы настолько велики, что лучу света требуется значительное время, чтобы преодолеть пространство, разделяющее Землю и Солнце. Примерно восемь минут — это время, за которое происходит это перемещение; поэтому в любой момент мы видим Солнце таким, каким оно было восемь минут назад для наблюдателя, находящегося рядом с ним. Фактически, даже если Солнце внезапно исчезнет, мы будем продолжать видеть его ярко светящимся ещё восемь минут после того, как оно на самом деле исчезло. Этот период мы можем определить по затмениям спутников Юпитера.

Пока спутник светится, он излучает поток света в огромном пространстве между Юпитером и Землей. Когда начинается затмение, этот маленький шарик больше не светится, но всё равно существует длинный поток света, направляющийся к нам; пока весь этот свет не достигнет наших телескопов, мы продолжаем видеть спутник таким же светящимся, как и раньше. Если бы мы могли рассчитать момент, когда произошло затмение, и если бы мы могли зафиксировать момент, в который его можно наблюдать, разница между этими двумя моментами показала бы время, за которое свет проходит свой путь. Это можно определить с определённой точностью; а поскольку мы уже знаем скорость света, мы можем вычислить расстояние от Юпитера до Земли и таким образом определить масштаб Солнечной системы. Однако следует отметить, что на обоих этапах этого процесса существуют характерные источники неопределённости. Наступление затмения — это не мгновенное явление. Спутник достаточно велик, чтобы для пересечения границы, определяющей тень, требовалось значительное время; поэтому наблюдение за затмением не может быть достаточно точным, чтобы служить основой для важных и точных измерений.[23] Ещё большие трудности возникают при попытке определить истинный момент наступления затмения так, как его видел бы наблюдатель, находящийся рядом со спутником. Для этого нам потребовалась бы гораздо более совершенная теория движения спутников Юпитера, чем существует в настоящее время. Этот метод определения расстояния до Солнца не обещает результатов с точностью до тысячной доли его значения, поэтому его можно отбросить, поскольку другие имеющиеся методы, по-видимому, позволяют достичь гораздо более высокой точности.

Четыре главных спутника Юпитера представляют особый интерес для математика, который находит в них весьма яркий пример универсальности закона всемирного тяготения. Разумеется, их движение в первую очередь контролируется притяжением великой планеты; но они также притягивают друг друга, в результате чего возникают определённые интересные последствия.

Среднее движение первого спутника за сутки вокруг центра Юпитера составляет 203°·4890. У второго — 101°·3748, а у третьего — 50°·3177. Эти величины связаны между собой таким образом, что соблюдается следующий закон:

Среднее движение первого спутника плюс вдвое большая величина среднего движения третьего спутника равны ровно трёмкратному среднему движению второго спутника.

Существует ещё один закон аналогичного характера, который формулируется следующим образом (при этом средняя долгота — это угол между фиксированной линией и радиусом, ведущим к среднему положению спутника): если к средней долготе первого спутника добавить вдвое большую величину средней долготы третьего спутника и вычесть трикратную величину средней долготы второго спутника, разница всегда будет составлять 180°.

Эти принципы были впервые открыты на основе наблюдений. Однако Лаплас показал, что если спутники вращаются почти таким образом, то их взаимные возмущения, согласно закону всемирного тяготения, будут сохранять их в этом относительном положении вечно.

Заключим, что открытие спутников Юпитера стало весомым подтверждением коперниковской теории. Коперник призывал мир поверить в то, что наше Солнце представляет собой огромный шар, а Земля и все остальные планеты — это небольшие тела, вращающиеся вокруг него. Эта доктрина, настолько противоречащая ранее существовавшим теориям и непосредственным данным наших чувств, могла быть доказана лишь с помощью сложных логических рассуждений. Открытие спутников Юпитера оказалось весьма своевременным: мы получили наглядное доказательство существования подобной системы, хотя и в гораздо меньшем масштабе, точно такой же, какую предложил Коперник. Астрономы, наблюдавшие за спутниками Юпитера, вращающимися вокруг своей звезды, за их затмениями и всеми интересными явлениями, которые с ними связаны, совершенно ясно видели, что этот большой планета контролирует эти небольшие тела и заставляет их вращаться вокруг себя, тем самым демонстрируя миниатюру самой большой солнечной системы.

«Как и в случае с пятнами на Солнце, объявление Галилеем об этом открытии было воспринято с недоверием теми философами того времени, которые считали, что всё в природе описано в трудах Аристотеля. Один из выдающихся астрономов, Клавий, сказал, что для наблюдения спутников необходим телескоп, способный их показать; но он изменил своё мнение».

Один философ, более осторожный, отказался смотреть в телескоп, чтобы не увидеть их и не убедиться в этом. Вскоре после этого он умер. «Надеюсь, — сказал язвительный Галилей, — что он увидел их по дороге на небеса»[24]

ГЛАВА XIII.
САТУРН.

Положение Сатурна в Солнечной системе — Сатурн как один из трех самых интересных небесных тел — Сравнение с Юпитером — Сатурн невооруженным глазом — Статистические данные о планете — Плотность Сатурна — Легче воды — Исследования Галилея — Что он обнаружил на Сатурне — Таинственное тело — Открытия Гюйгенса полвека спустя — Как была доказана существование кольцевидных структур — Невидимость кольцевидных структур каждые пятнадцать лет — Вращение планеты — Знаменитая цифра — Объяснение её происхождения — Рисунок Сатурна — Темная линия — Исследования У. Гершеля — Является ли разделение в кольцах на самом деле их разделением? — Возможность решения этого вопроса — Кольца в критическом положении — Есть ли другие разделения в кольцах? — Тусклые кольца — Физическая природа кольцевидных структур Сатурна — Могут ли они быть твердыми? — Могут ли они даже быть тонкими кольцами? — Жидкость? — Истинная природа кольцевидных структур — Множество маленьких спутников — Аналогия кольц Сатурна с группой малых планет — Проблемы, возникающие из-за Сатурна — Группа спутников Сатурна — Открытия новых спутников — Орбита Сатурна не является границей нашей Солнечной системы.

На огромном расстоянии в космосе, составляющем в среднем 886 000 000 миль, планета Сатурн совершает свое мощное вращение вокруг Солнца за период в двадцать девять с половиной лет. Эта огромная орбита служила границей планетарной системы, по крайней мере, такова была картина, известная древним.

Хотя Сатурн и не является таким большим телом, как Юпитер, тем не менее он значительно превосходит Землю по объему и массе; более того, он гораздо больше любой другой планеты, за исключением самого Юпитера. Но хотя Сатурн и уступает Юпитеру по размерам, все же общепризнано, что даже Юпитер со всеми своими спутниками не может сравниться по красоте с удивительной системой кольц Сатурна. Для автора этих строк Сатурн всегда казался одним из трех самых интересных небесных тел, видимых наблюдателям в северных широтах. Два других тела будут рассмотрены в последующих главах: это большое туманность в Орионе и звездное скопление в Геркулесе.

Что касается шара Сатурна, то мы не обнаруживаем никаких особенностей, которые придавали бы этой планете особый интерес. Ее размер меньше, чем у Юпитера, и поскольку Юпитер находится гораздо ближе к нам, видимый размер Сатурна в два раза меньше, чем у Юпитера. Следует также отметить, что из-за большего расстояния Сатурна от Солнца его собственная яркость меньше, чем у Юпитера. Без сомнения, на Сатурне можно увидеть определенные узоры и полосы, но они не так заметны и не так характерны, как постоянно меняющиеся пояса на Юпитере. Телескопический образ шара Сатурна также значительно уступает по интересности образу Марса. Та детализация, которую мы можем увидеть на Марсе в подходящих условиях, не имеет аналогов у тусклого и далекого Сатурна. Кроме того, если рассматривать Сатурн лишь как шар, он также не обладает таким же интересом, как Венера. Огромная яркость Венеры совершенно несопоставима с яркостью Сатурна, а блестящая полумесяцеобразная форма вечерней звезды намного привлекательнее любого телескопического изображения шара Сатурна. Однако даже при полном признании всего этого это не лишает Сатурна статуса одного из самых прекрасных и интересных объектов на небесах. Этот интерес связан не со шаром самим по себе, а с тем удивительным системой кольцев, которая окружает Сатурн — системой, поразительной с любой точки зрения и, насколько мы знаем, не имеющей аналогов во всей Вселенной.

Рис. 64. Сатурн. (2 июля 1894 г. Экваториальный телескоп диаметром 36 дюймов.) (Проф. Э.Э. Барнард.)
Невооруженным глазом Сатурн обычно кажется звездой первой величины. Его света едва хватает, чтобы отличить его от многих более ярких звезд. Однако древние уже знали Сатурн и считали его планетой. Его включали вместе с четырьмя другими крупными планетами — Меркурием, Венерой, Марсом и Юпитером — в группу «блуждающих» планет, которые не привязаны к определенным точкам неба, как звезды. Из-за огромного расстояния до Сатурна его движения гораздо медленнее, чем у других планет, известных древним. Для того чтобы этот далекий объект завершил один оборот вокруг Земли, требуется 29 с половиной лет; и хотя это движение медленно по сравнению с постоянными изменениями положения Венеры, оно достаточно быстрое, чтобы привлечь внимание внимательного наблюдателя. За один год Сатурн проходит расстояние примерно в двенадцать градусов, что достаточно, чтобы это стало заметно при случайном наблюдении. Даже за месяц, а иногда и за неделю планета преодолевает участок неба, который можно заметить, если потратить немного усилий на отметку ее положения относительно окружающих звезд. Те, кто имеет возможность использовать точные астрономические инструменты, могут легко зафиксировать движение Сатурна уже через несколько часов.

Среднее расстояние от Солнца до Сатурна составляет примерно 886 миллионов миль. Траектория движения Сатурна, как и у всех остальных планет, представляет собой эллипс, в одной из фокусов которого находится Солнце. У Сатурна форма этого эллипса значительно отличается от идеально круговой траектории. По этой траектории Сатурн движется со средней скоростью 5,96 мили в секунду.

Средний диаметр шара Сатурна составляет примерно 71 000 миль. Его экваториальный диаметр — около 75 000 миль, а полюсный — 67 000 миль; соотношение этих чисел примерно равно 10 к 9. Отсюда очевидно, что Сатурн в значительной степени отклоняется от идеально сферической формы. Выступ на его экваторе, несомненно, обусловлен высокой скоростью вращения планеты. Скорость вращения Сатурна в два раза превышает скорость вращения Земли, хотя и меньше скорости вращения Юпитера. Сатурн совершает один полный оборот примерно за 10 часов 14 минут. Однако мистер Стэнли Уильямс с большой тщательностью наблюдал ряд обнаруженными им пятен и обнаружил, что некоторые из этих пятен на широте примерно 27° северной указывают на период вращения от 10 часов 14 минут до 15 минут, в то время как пятна на экваторе требуют не более 10 часов 12 минут–13 минут. Однако имеется особенность: пятна на одной и той же широте, но в разных частях планеты, вращаются с разной скоростью, отличающейся на одну минуту или более, а период вращения, определенный для разных групп пятен, кажется, меняется из года в год.

Эти факты доказывают, что Сатурн и его пятна не образуют жесткой системы. Легкость этой планеты совершенно несовместима с предположением о том, что ее шар состоит из твердых материалов, сравнимых с теми, из которых состоит земная кора. Спутники, окружающие Сатурн и образующие систему, не менее интересную, чем сами знаменитые кольца, позволяют нам оценить массу планеты по сравнению с Солнцем и таким образом определить ее реальную массу относительно Земли. Результат довольно удивителен: плотность Земли в восемь раз больше, чем плотность Сатурна. Фактически плотность Сатурна меньше, чем у самой воды, так что огромный шар воды, равный по объему Сатурну, на самом деле будет иметь большую массу. Если бы мы могли представить себе огромный океан, в который помещен бы шар…

Если бы были созданы тела размером и массой, равными Сатурну, то такая огромная сфера не потонула бы, в отличие от нашей Земли или любой другой планеты; она бы плавала на поверхности, причем четверть её объёма оставалась бы над водой.

Таким образом, мы с высокой вероятностью можем сделать вывод, что то, что наши телескопы видят на Сатурне, — это не твёрдая поверхность, а лишь огромный слой облаков, окружающий нагретое внутреннее пространство. Невозможно не предположить, что эта планета, как и Юпитер, всё ещё сохраняет своё тепло из-за своей огромной массы. Однако следует упомянуть об одном обстоятельстве, которое может показаться несколько противоречащим изложенной здесь точке зрения. Мы обнаружили, что и Юпитер, и Сатурн гораздо менее плотны, чем Земля. При сравнении этих двух планет кажется, что Сатурн ещё менее плотен, чем Юпитер. Фактически, каждый кубический миль Юпитера весит почти в два раза больше, чем каждый кубический миль Сатурна. Это может указывать на то, что Сатурн более нагрет, чем Юпитер. Однако, поскольку Юпитер больше по размерам, было бы более логично ожидать, что он будет горячее другой планеты. Мы не пытаемся разрешить это противоречие; более того, из-за нашего незнания материального состава этих тел обсуждение этого вопроса было бы бессмысленным.

Даже если учесть лёгкость Сатурна по сравнению с Землёй, его объём настолько огромен, что масса планеты превышает массу Земли более чем в девяносто пять раз. На соседнем рисунке показаны относительные размеры Сатурна и Земли (рис. 65).

Поскольку невооружённым глазом невозможно увидеть те чудеса, которые окружают Сатурн, можно сказать, что интерес к этой планете возник лишь тогда, когда начались её наблюдения с помощью телескопа. Необходимо кратко упомянуть историю этих наблюдений, ведь лишь постепенно стала ясна истинная природа этого сложного объекта. Когда Галилео завершил создание своего небольшого рефракционного телескопа, который, хотя и увеличивал изображение всего в тридцать раз, тем не менее значительно улучшал возможности невооружённого зрения, он с его помощью провёл знаменитый осмотр небес. Он увидел пятна на Солнце и горы на Луне; он также заметил полумесяц Венеры.

и спутники Юпитера.
Вдохновлённый и подбадриваемый такими блестящими открытиями, он естественно захотел исследовать другие планеты и направил свой телескоп на Сатурн. И здесь Галилей снова сразу же сделал открытие. Он увидел, что Сатурн имеет вид, подобный другим планетам, но отличается от любого другого объекта, наблюдаемого через телескоп, поскольку казался ему состоящим из трёх тел, которые всегда соприкасались друг с другом и всегда сохраняли одни и те же относительные положения. Эти три тела находились на одной прямой: центральное было самым большим, а два других — к востоку и западу от него. Ничто из того, что он видел до сих пор на небе, не вызывало у него стольшего изумления и не казалось настолько непостижимым.

В своих попытках понять этот загадочный объект Галилей продолжал наблюдения в течение 1610 года, и, к своему удивлению, увидел, что два меньших тела постепенно становятся всё меньше и меньше, пока в течение следующих двух лет они полностью не исчезли, и планета стала выглядеть как круглая диска, подобная Юпитеру. И здесь снова возникла новая причина беспокойства для Галилея. В то время ему приходилось бороться с сторонниками древней системы астрономии, которые насмехались над его открытиями и отказывались принимать его теории. Он уже объявил о своих наблюдениях композитной природы Сатурна; теперь ему предстояло рассказать о постепенном уменьшении размеров этих тел.

Полное исчезновение этих двух вспомогательных объектов заставило его опасаться, что его противники воспользуются этой ситуацией, чтобы заявить, что все его наблюдения являются иллюзией.[25] «Что же, — говорит он, — можно сказать о столь странной метаморфозе? Поглощены ли эти два менее крупных объекта так же, как солнечные пятна? Исчезли ли они и внезапно скрылись? Может быть, Сатурн поглотил собственных „детей“? Или же все это было лишь иллюзией или обманом, с помощью которого телескопы долгое время вводили меня в заблуждение, как и многих других, кому я их показывал? Возможно, настало время возродить почти угасшие надежды тех, кто, руководствуясь более глубокими размышлениями, раскрыл ошибочность новых наблюдений и доказал полную невозможность существования этих объектов. Я не знаю, что сказать в подобной удивительной, неожиданной и необычной ситуации. Краткость времени, неожиданный характер события, ограниченность моего понимания и страх ошибиться сильно сбили меня с толку».

Но Галилей не ошибался. Эти объекты действительно существовали с момента начала его наблюдений; они действительно уменьшались в размерах и затем исчезали; однако это исчезновение было временным — они снова появлялись на горизонте. Их продолжали тщательно изучать, пока постепенно не стала ясна их истинная природа. Благодаря более мощным телескопам выяснилось, что два объекта, которые Галилей описывал как шары по обе стороны от Сатурна, на самом деле не были сферическими — это были светящиеся полумесяцы, концентрические поверхности которых были обращены к центральному шару. Также было замечено, что эти объекты проходили серию периодических изменений. В начале такой серии планета имела форму истинного круглого диска. Придатки сначала появлялись в виде двух „рук“, выступающих прямо наружу по обе стороны от планеты; затем эти „рукава“ постепенно превращались в два полумесяца, напоминающих ручки у шара, и достигали максимальной ширины примерно через семь-восемь лет; после чего они начинали сокращаться, пока снова не исчезали спустя примерно столько же времени.

Истинная природа этих объектов была наконец раскрыта Гюйгенсом в 1655 году, почти через полвека после того, как Галилей впервые заметил их существование.

Он заметил тень, отбрасываемую кольцом на Землю, и свое объяснение этого явления дал в весьма философской манере. Он обнаружил, что Земля, Солнце и Луна вращаются вокруг своих осей, и поэтому считал общим законом то, что каждое тело в системе вращается вокруг своей оси. Конечно, ещё не было наблюдений, действительно показывающих, что Сатурн также вращается; но было бы крайне, более того, абсолютно невероятно, чтобы какая-либо планета была лишена такого движения. Все аналогии в системе указывали на то, что скорость вращения будет значительной. Уже был известен один спутник Сатурна, вращающийся за период в шестнадцать дней, что немного больше половины нашего месяца. Гюйгенс предположил — и это было весьма разумное предположение — что Сатурн, скорее всего, быстро вращается вокруг своей оси. Также следовало отметить, что если эти удивительные придатки физически соединены с планетой, они должны вращаться вместе с Сатурном. Однако даже если придатки не соединены с планетой, им все равно необходимо вращаться, если хоть в какой-то степени сохранять аналогию Сатурна с другими объектами в системе. Мы видим спутники рядом с Юпитером, вращающиеся вокруг него. Ближе к нам мы видим, как Луна вращается вокруг Земли. Мы видим, как вся планетарная система вращается вокруг Солнца. Все эти соображения были у Гюйгенса, когда он пришел к выводу, что, независимо от того, соединены ли эти странные придатки физически с планетой или свободны от нее, они все равно должны вращаться.

Имея такие рассуждения, стало легко догадаться о истинной природе сатурнианской системы. Мы видели, как эти придатки каждые пятнадцать лет становились невидимыми, а затем постепенно снова появлялись в виде прямолинейных «рук», выступающих наружу от планеты. Это постепенное развитие происходит медленно, и в течение недель и месяцев, ночь за ночью, вид имеет почти неизменный вид. Но весь этот временной промежуток Сатурн и загадочные объекты вокруг него продолжают вращаться. Кем бы они ни были, они представляются глазу одинаковыми, несмотря на их непрерывное вращение.

Какой должна быть форма объекта, удовлетворяющего здесь указанным условиям? Очевидно, недостаточно рассматривать проекции как два луча, исходящих от планеты. Они бы становились видимыми и невидимыми при каждом вращении, в результате чего внешний вид объекта постоянно менялся бы, вместо медленных и постепенных изменений, для которых требуется пятнадцать лет на один полный цикл. Действительно, существуют и другие факторы, исключающие возможность того, что объект может иметь такой характер, поскольку его длина всегда одинакова по сравнению с диаметром планеты. Небольшое размышление покажет, что только одно предположение может объяснить все факты данного случая. Если бы существовал тонкий симметричный кольцо, вращающееся в своей плоскости вокруг экватора Сатурна, то это объяснило бы постоянство видимости объекта с ночи на ночь. Это сразу же устраняет большую часть трудностей. Что касается остального, достаточно было предположить, что кольцо настолько тонкое, что, когда оно поворачивается так, чтобы его края оказались обращены к Земле, оно становится невидимым; затем, по мере того как освещенная сторона плоскости все больше поворачивается к Земле, «придатки» планеты постепенно увеличиваются в размерах. Форма, напоминающая ручку, которую периодически принимал объект, доказывала, что кольцо не может быть прикреплено к самой планете.

Наконец Гюйгенс обнаружил ключ к этой великой загадке, которая смущала астрономов в течение последних пятидесяти лет. Он понял, что кольцо представляет собой объект поразительной значимости — уникальный в то время, и, по сути, остающийся уникальным до сих пор. Однако он считал, что еще не доказал этот факт с той степенью уверенности, которая была бы необходима, и полагал, что с помощью дальнейших исследований сможет этого добиться. Тем не менее он не хотел рисковать потерей своего открытия из-за чрезмерной отсрочки его объявления, опасаясь, что кто-то другой астроном может опередить его. Как же ему обеспечить себе приоритет, если открытие окажется верным, и в то же время иметь возможность доработать его в свое удобное время? Он выбрал тот подход, который был распространен в то время, — сначала сделать объявление в зашифрованном виде. Таким образом, 5 марта 1656 года он опубликовал трактат, в котором содержалось следующее утверждение:

aaaaaaa ccccc d eeeee g h
iiiiiii llll mm nnnnnnnnn
ooooo pp q rr s ttttt uuuuu

Возможно, некоторые из тех любопытствующих людей, чьи преемники сегодня тратят столько усилий на создание двойных акростихов, размышляли над этим знаменитым криптографическим текстом и даже пытались его расшифровать. Но даже если такие попытки и предпринимались, мы не знаем, были ли они успешными. Таким образом, Уйгенсу было предоставлено ещё несколько лет для дальнейших исследований. Он проверил свою теорию всеми возможными способами и обнаружил, что она подтверждается во всех деталях. Поэтому он решил, что больше нет необходимости скрывать от мира свое великое открытие, и в 1659 году — примерно через три года после появления своего криптографического текста — объявил о его интерпретации. Восстановив буквы в их первоначальном порядке, он сформулировал открытие следующими словами: «Annulo cingitur, tenui, plano, nusquam cohærente, ad eclipticam inclinato», что можно перевести как: «Планета окружена тонким плоским кольцом, полностью отделенным от её поверхности и наклоненным к эллипсу».

Уйгенс не ограничился лишь демонстрацией того, насколько полно это предположение объясняет все наблюдаемые явления. Он подверг его дальнейшей, самой тщательной проверке, которая может быть применена к любой астрономической теории. С её помощью он попытался сделать прогноз, выполнение которого неизбежно придало бы его теории статус абсолютно достоверной. По его расчетам, планета будет выглядеть круглой примерно в июле или августе 1671 года. Этот прогноз практически подтвердился: в мае того же года кольцо исчезло. Бесспорно, благодаря нашим современным расчетам, основанным на длительных и точных наблюдениях, мы теперь можем делать гораздо более точные прогнозы относительно появления или исчезновения кольца Сатурна; однако, учитывая ранний этап в истории этой планеты, когда был сделан прогноз Уйгенса, мы должны считать его выполнение вполне достаточным и удовлетворительным подтверждением теории Сатурна и его кольца.

Поскольку наличие кольца Сатурна было окончательно подтверждено как факт в области астрономии, каждое поколение астрономов старалось выяснить все больше информации о его удивительных особенностях. На титульном листе (иллюстрация I) представлен вид планеты, зафиксированный в Обсерватории Гарвардского колледжа в США в период с 28 июля по 20 октября 1872 года. Эту картину нарисовал искусный астроном и художник — мистер Л. Трувело — и она дает точное и прекрасное изображение этого уникального объекта.

На рисунке 64 показано изображение того же объекта, сделанное 2 июля 1894 года профессором Э.Э. Барнардом в Обсерватории Лик.

Следующим важным открытием в системе Сатурна после открытий Гюйгенса стало то, что кольцо, окружающее планету, имело темную концентрическую линию, которая делала его на две части — внешняя часть была уже, чем внутренняя. Эту линию впервые заметил Дж.Д. Кассини, когда Сатурн вышел из-за лучей Солнца в 1675 году. Исследования Марадали в 1715 году, а затем исследования сэра Уильяма Гершеля много лет спустя сделали весьма вероятным то, что эта черная линия — это не просто пятно на кольце, а на самом деле разделительная линия. Сэр Уильям Гершель, обладавший тщательностью, которая была характерной для него, провел тщательное исследование Сатурна. Ночь за ночью он наблюдал за планетой с помощью своих совершенных инструментов в течение многих часов, значительно расширив наши знания о планете и ее системе.

Гершель уделил особое внимание изучению линии, разделяющей кольцо. Он обнаружил, что цвет этой линии не отличается от цвета пространства между поверхностью планеты и кольцом. Он наблюдал за ней в течение десяти лет с северной стороны кольца, и за это время она сохраняла одинаковую ширину, цвет и четкость контуров. Затем ему посчастливилось наблюдать южную сторону кольца. И там также можно было увидеть черную линию, которая по внешнему виду и положению соответствовала темной линии на северной стороне. Не оставалось никаких сомнений в том, что Сатурн окружено двумя кольцами.

Концентрические кольца одинаковой толщины, при этом внешний край одного кольца находится совсем близко к внутреннему краю другого.

В то же время следует отметить, что телескоп пока не предоставил абсолютно неоспоримых доказательств наличия разделения между кольцами. Наблюдения Гершеля можно интерпретировать так: черная линия является лишь частью кольца, простирающейся на всю его толщину, и состоит из материалов, гораздо менее способных отражать свет, чем остальная часть кольца. По-прежнему остается неясным, насколько вообще возможно увидеть что-либо сквозь эту темную линию. По-видимому, существует только один подходящий способ это сделать. Однако он возможен лишь в редких обстоятельствах, и, по-видимому, такая возможность еще не возникла. Предположим, что в процессе движения Сатурна по небу его траектория случайно проходит прямо между Землей и какой-либо звездой. Телескопический образ звезды — это всего лишь точка света, гораздо меньшая по размеру, чем шары и кольца Сатурна. Если кольцо окажется перед звездой, а черная линия на кольце перекроет звезду, то, если черная линия действительно представляет собой отверстие, мы сможем увидеть, как звезда светит сквозь это узкое отверстие.

На наш взгляд, до сих пор не было возможности подвергнуть вопрос о двойственной природе кольца этому решающему тесту. Надеемся, что теперь, когда существует столько телескопов, способных изучать этот вопрос, в ближайшее время будут сделаны наблюдения, которые помогут разрешить его. Вряд ли можно ожидать, что очень маленькая звезда будет подходить для этих целей. Безусловно, малый размер звезды сделает наблюдения более точными, если звезда будет видна; но нужно помнить, что она окажется на фоне ярких колец Сатурна, поэтому, если звезда не будет иметь достаточной яркости, это вряд ли поможет. Однако недавно было замечено, что шар планеты может быть в определенной степени виден сквозь темную линию; это практически доказывает, что линия в любом случае является частично прозрачной.

Внешний кольцо также делится на две части линией, гораздо более тусклой, чем только что описанная. Чтобы эта линия стала хорошо заметной, требуются хороший телескоп, ясная ночь и благоприятное положение планеты. Её легче всего увидеть в самых дальних от планеты участках кольца. Для автора этих строк, который исследовал планету с двенадцатидюймовым рефрактором Южного экваториального обсерватории в Дансинке, эта внешняя линия кажется такой же широкой, как известная линия; однако она, безусловно, более тусклая и имеет более тусклый вид. Она определённо не создаёт впечатления настоящего отверстия в кольце, и часто остаётся невидимой в течение длительного времени. Кажется скорее, что в этом месте кольцо тоньше и менее плотное, но при этом не является полностью пустым.

Ожидается, что по этим вопросам будет получено гораздо больше информации, когда кольцо снова окажется в таком положении, что его плоскость, если она существует, пройдёт между Землёй и Солнцем. Подобные случаи бывают крайне редко, и даже тогда может случиться, что планета не окажется в подходящем положении для наблюдения. Следующая действительно хорошая возможность наступит только в 1907 году. В этом случае солнечный свет освещает одну сторону кольца, в то время как другая сторона обращена к Земле. Для наблюдения за планетой в таких условиях необходимы мощные телескопы; однако можно с разумными надеждами ожидать, что вопросы, связанные с разделением кольца, а также с многими другими аспектами, получат дальнейшее прояснение.

Иногда фиксировались другие разделения кольца, как внутренние, так и внешние. В любом случае можно сказать, что такие разделения нельзя считать постоянными особенностями. Тем не менее их существование так часто упоминалось опытными наблюдателями, что невозможно сомневаться в том, что они иногда действительно наблюдались.

Примерно через 200 лет после того, как Гюйгенс впервые объяснил истинную теорию Сатурна, было сделано ещё одно очень важное открытие. До 1850 года всегда считалось, что два кольца, разделённые известной чёрной линией, составляют всю систему кольцев, окружающих…

планета. В только что упомянутом году профессор Бонд, выдающийся астроном из Кембриджа, штат Массачусетс, потряс астрономический мир, объявив о своем открытии третьего кольца вокруг Сатурна. Как это часто бывает в подобных случаях, тот же объект был независимо обнаружен другим человеком — английским астрономом по имени Доус. Это третье кольцо расположено сразу внутри двух хорошо известных колец и простирается примерно на половину расстояния до самого тела планеты. По-видимому, оно совершенно иного характера, чем два других кольца, поскольку последние имеют более заметную структуру. Мы действительно покажем позже, что они не являются твердыми — даже не жидкими телами, — но тем не менее, по сравнению с третьим кольцом, они обладали более заметной структурой. Они способны принимать и отражать глубокую тень Сатурна, а также отбрасывать глубокую черную тень на сам Сатурн; однако третье кольцо имеет гораздо менее компактную структуру. Оно не обладает блеском других колец, имеет скорее тусклый, полупрозрачный вид, и выражение «кольцо из траурной ткани», которым его часто называют, совсем не уместно. Именно тусклость этого кольца привела к тому, что ранние наблюдатели Сатурна так часто его упускали из виду.

Часто отмечалось, что когда с помощью хорошего телескопа делается астрономическое открытие, позже становится возможным наблюдать тот же объект с помощью инструментов гораздо меньшей мощности. Без сомнения, когда наблюдатель знает, что искать, он часто может увидеть то, что в противном случае не привлекло бы его внимания. Примером этого принципа может служить то, что кольцо из траурной ткани Сатурна стало знакомым объектом для тех, кто привык работать с хорошими телескопами; однако все же можно сомневаться, что легкость и четкость, с которыми сейчас видно это кольцо, можно полностью объяснить этим предположением. Действительно, кажется возможным, что по какой-то причине кольцо из траурной ткани постепенно становилось все более заметным. Предполагаемое увеличение яркости этого кольца — один из аргументов, которые сейчас приводятся для доказательства того, что кольца Сатурна, скорее всего, в настоящее время проходят постепенные изменения; однако наблюдения Хэдли показывают, что

Этот полупрозрачный кольцевой объект был замечен им в 1720 году; ранее его видели Кампани и Пикар как тусклый пояс, пересекающий планету. Частичная прозрачность этого кольца была прекрасно показана в наблюдениях профессора Барнарда за затмением Иапета 1 ноября 1889 года. Спутник был едва виден в тени этого кольца, в то время как в тени более известных колец он был совершенно невидим.

Различные особенности кольц Сатурна хорошо показаны на рисунке Трувело, уже упоминавшемся ранее. На нем мы видим внутреннее и внешнее кольца, а также линию разделения между ними. На внешнем кольце видны едва заметные следы линии, по которой оно разделено; внутри внутреннего кольца мы можем увидеть это необычное, полупрозрачное кольцо. Черная тень планеты падает на кольцо, что доказывает, что кольцо, как и сама планета, светится лишь благодаря солнечному свету, падающему на него. У этой тени есть некоторые аномальные особенности, но её странная нерегулярность может в определенной степени быть оптической иллюзией.

Нет сомнений в том, что любая попытка изобразить кольца Сатурна отражает лишь наиболее заметные черты этой удивительной системы. Мы находимся на таком большом расстоянии, что все объекты, не имеющие огромных размеров, остаются невидимыми. У нас есть лишь контур, что заставляет нас желать возможности заполнить пробелы в деталях. Мы очень хотели бы, например, увидеть реальную текстуру кольц и узнать, из каких материалов они состоят; мы хотели бы понять это странное, полупрозрачное кольцо, настолько отличающееся от всех других известных нам объектов на небесах. Нет сомнений, что даже при всех неблагоприятных условиях нашего положения можно ещё многое узнать; всё ещё есть возможности для работы целых поколений астрономов, обладающих прекрасными инструментами. Нам нужны точные рисунки Сатурна во всех возможных ракурсах. Нам нужны постоянно повторяемые измерения с максимально высокой точностью. Эти измерения должны позволить нам узнать размеры и формы кольц; они должны с высокой точностью определять положение темных линий и границ кольц. Эти измерения должны продолжаться поколениями и веками — только тогда и можно будет...

Могут ли наземные астрономы выяснить, обладает ли это сложное система действительно свойствами постоянства или же она может находиться в процессе изменений?

Мы привыкли к тому, что закон всемирного тяготения действует во всех частях нашей Солнечной системы, и мы обращаемся к гравитации для объяснения многих явлений, которые иначе были бы необъяснимы. У нас есть веские основания полагать, что в этой удивительной сатурнианской системе закон гравитации играет ключевую роль. Вокруг Сатурна вращаются спутники, а также имеется кольцо; эти спутники, как и другие спутники, движутся в соответствии с законами Кеплера; следовательно, любая теория, касающаяся природы кольца Сатурна, должна основываться на условии его притяжения со стороны гигантской планеты, находящейся внутри него.

На первый взгляд может показаться, что примирить явления, связанные с кольцом, с действием притяжения планеты, не так уж и сложно. Можно предположить, что кольцо находится в состоянии покоя, симметрично окружая планету. В центре планета одинаково притягивает кольцо со всех сторон, поэтому в нем нет никакой тенденции к движению в ту или иную сторону; следовательно, оно будет оставаться в покое. Однако это невозможно. Кольцо, состоящее из практически бесконечно твердых материалов, возможно, на мгновение сможет оставаться в покое в таких условиях, но оно не сможет сохранять этот состояние постоянно, так же как не может оставаться в покое игла, подвешенная вертикально на своем кончике. В обоих случаях равновесие неустойчиво. При малейшем нарушении равновесия оно нарушается, и кольцо неизбежно падает на планету. Такие факторы нарушения существуют постоянно, поэтому неустойчивое равновесие не может служить подходящим объяснением этих явлений.

Даже если бы эту трудность удалось преодолеть, существует еще одна, которую было бы совершенно невозможно преодолеть, если бы кольцо состояло из каких-либо нам знакомых материалов. Давайте на мгновение задумаемся над этим вопросом — это естественным образом приведет к тому объяснению кольц Сатурна, которое в настоящее время наиболее широко принято.

Представьте, что вы стоите на планете Сатурн, недалеко от её экватора; над вашей головой простирается кольцо, которое уходит к горизонту на востоке и западе. Половина кольца, находящаяся над горизонтом, будет похожа на огромный арку, длина которой составляет около ста тысяч миль. Каждая частица этой «арки» притягивается к Сатурну силой гравитации, и если такая арка должна существовать, то это может происходить только в соответствии с обычными законами механики, которые регулируют строительство железнодорожных арок, знакомых нам.

Существование таких арок зависит от способности камней, из которых они состоят, противостоять силе сжатия. Каждый камень в арке подвергается огромному давлению, но камень — это материал, способный выдерживать такое давление, поэтому арка сохраняется. Чем шире пролет арки, тем больше давление, которому подвергается каждый камень. В конце концов достигается такой пролет, при котором давление становится настолько велико, что камни уже не могут его выдержать, и тем самым определяется предельный пролет, на который может быть построена одна каменная арка. Применим эти принципы к огромной арке, образованной кольцом Сатурна. Можно показать, что давление на материалы арки, способной преодолеть такую огромную пропасть, будет настолько велико, что никакие известные нам материалы не смогут его выдержать. Даже если бы кольцо было сделано из самой прочной стали, когда-либо созданной, давление было бы настолько велико, что металл сжался бы, как жидкость, и огромная конструкция рухнула бы на поверхность планеты. Невероятно, что существуют материалы, способные выдержать столь огромные нагрузки. Поэтому закон гравитации заставляет нас искать способ снижения интенсивности этого давления.

Один из способов существует, и он очевиден благодаря аналогичным явлениям, наблюдаемым во всей нашей Солнечной системе. Мы говорили о кольце так, будто оно находится в состоянии покоя; давайте теперь предположим, что оно вращается в своей плоскости вокруг Сатурна, являющегося центром этого вращения. Тогда сразу же возникает сила, противодействующая гравитации Сатурна. Эта сила — так называемая центробежная сила. Если мы представим, что кольцо вращается, то центробежная сила во всех точках действует в направлении, противоположном силе притяжения, и поэтому…

Огромное напряжение в кольце можно снизить, и одну из трудностей можно преодолеть. Таким образом мы можем приписать каждому кольцу определенную скорость вращения, что частично снимет напряжение, которое в противном случае пришлось бы выдерживать дуге. Но мы не можем считать, что трудности полностью устранены. Предположим, что внешнее кольцо вращается с такой скоростью, которая позволяет нейтрализовать гравитационное действие на его внешнем крае; тогда центробежная сила во внутренней части кольца будет меньше, в то время как гравитация — больше; следовательно, во внутренних частях внешнего кольца возникнут огромные напряжения. Предположим, что кольцо вращается с такой скоростью, которая позволяет нейтрализовать гравитацию на его внутреннем крае; тогда центробежная сила во внешних частях значительно превысит силу гравитации, и возникнет тенденция к разрушению кольца снаружи. Чтобы избавиться от этой тенденции, мы можем предположить, что внешние части каждого кольца вращаются медленнее, чем внутренние. Это естественным образом требует, чтобы части кольца были подвижны относительно друг друга, и это приводит нас к мысли о том, что, возможно, кольца на самом деле состоят из вещества в жидком состоянии. На первый взгляд это кажется правдоподобным: тогда каждая часть каждого кольца будет двигаться с соответствующей скоростью, и кольца будут иметь ряд концентрических круговых токов с различными скоростями. Математик может продвинуть это исследование еще дальше и изучить, как будет вести себя это жидкое вещество в таких условиях. Его символы позволяют проникнуть в те аспекты, которые невозможно описать обычным языком. Математик обнаруживает, что в предполагаемом жидком веществе будут возникать волны, и поскольку эти волны приведут к разрушению кольц, теорию жидкости придется отвергнуть. Но мы все еще можем сделать еще одно-два предположения. Что, если действительно кольцо состоит из чрезвычайно большого количества концентрических кольцевидных структур, каждая из которых вращается с точно такой скоростью, которая необходима для создания центробежной силы, достаточной для нейтрализации притяжения? Без сомнения, это решает многие трудности: к тому же это подтверждается наблюдениями, показавшими наличие нескольких темных линий на…

кольцо. И здесь для ответа снова необходимо обратиться к динамическим соображениям. Такая система твердых кольц несовместима с законами динамики.

Поэтому мы вынуждены сделать еще одну попытку и еще более разделить кольцо на части. Возможно, показаться довольно удивительным полностью отказаться от предположения о том, что кольцо является неким непрерывным телом, но другого выхода нет. Как бы мы ни смотрели на это, кажется, что мы приходим к выводу, что кольцо на самом деле представляет собой огромное скопление чрезвычайно мелких тел; каждое из этих маленьких тел движется по собственной орбите вокруг планеты и на самом деле является просто спутником. Эти тела настолько многочисленны и находятся так близко друг к другу, что кажутся нам непрерывными, и они могут быть очень мелкими — возможно, не больше капель воды, встречающихся в обычном облаке над поверхностью Земли, которые даже на небольшом расстоянии кажутся непрерывным телом.

До недавних времен эта теория строения кольц Сатурна, хотя и была неопровержима с математической точки зрения, так и не была подтверждена наблюдениями. Единственным астрономом, утверждавшим, что он действительно видел вращение кольц, был У. Гершель, который в 1789 году наблюдал движение некоторых светящихся точек на кольце; в то время плоскость кольца проходила через Землю. На основании этих наблюдений Гершель пришел к выводу, что кольцо вращается за 10 часов 32 минуты. Но ни один из последующих наблюдателей, даже если они наблюдали Сатурн с помощью инструментов, значительно лучших, чем те, что использовал Гершель, так и не смог подтвердить его утверждение о вращении этих придатков Сатурна. Если кольцо состоит из огромного количества мелких тел, то третий закон Кеплера позволит нам рассчитать время, необходимое этим крошечным спутникам для полного оборота вокруг планеты. По-видимому, любому спутнику, находящемуся на внешнем краю кольца, потребуется период в 13 часов 46 минут, спутникам, находящимся ближе к центру, — не более 10 часов 28 минут, а спутникам на внутреннем краю кольца — 7 часов 28 минут на один оборот. Даже наши самые мощные телескопы, установленные в самом чистом небе и используемые самыми искусными астрономами, отказываются показать это чрезвычайно тонкое явление. Действительно, это было бы…

масштабное повторение странного поведения внутреннего спутника Марса, который вращается вокруг своей звезды за меньший промежуток времени, чем требуется самой планете для вращения вокруг собственной оси.

Рис. 66. — Метод профессора Килера для измерения скорости вращения кольц Сатурна.
Но то, что телескоп не смог показать, спектроскоп недавно продемонстрировал весьма эффективным и интересным образом. В главе, посвящённой Солнцу, мы объяснили, как движение источника света вдоль линии видимости, к наблюдателю или от него, приводит к небольшому смещению

Положение линий спектра. Путем измерения смещения линий можно определить направление и величину движения источника света. Мы проиллюстрировали этот метод, показав, как им на самом деле использовали для измерения скорости вращения поверхности Сатурна. В 1895 году профессор Киллер[26], директор обсерватории Аллегейни, сумел таким образом измерить вращение кольца Сатурна. Он разместил щель своего спектрографа перпендикулярно к шару, в направлении большой оси эллиптической фигуры, которую под воздействием перспективы приобретает кольцо — это показано параллельными линиями на рис. 66, идущими от точки e до точки w. На его фотопластинке должны были появиться три близко расположенных спектра: спектр шара Сатурна посередине, отделенный темными промежутками от более узких спектров верхней и нижней частей кольца. На рис. 67 показано, как будет выглядеть любая линия спектра при различных предположениях относительно вращения или безвращательного состояния Сатурна и кольца. Вверху (1) показано, как выглядела бы каждая линия при отсутствии вращения; три линии, соответствующие кольцу, планете и их взаимному положению, лежат на одной прямой. Разумеется, спектр, который на самом деле является очень тусклой копией солнечного спектра, содержит основные темные линии Фраунгофера, поэтому читателю необходимо самостоятельно представить их параллельными той линии, которая показана на рисунке. Но Сатурн и кольцо не находятся в состоянии покоя — они вращаются: восточная часть (в точке e) движется к нам, а западная часть (в точке w) — от нас[27]. Поэтому в точке e линия сместится в сторону фиолетового края спектра, а в точке w — в сторону красного. По мере увеличения линейной скорости, чем дальше мы уходим от центра Сатурна (при условии, что кольцо и планета вращаются вместе), линии будут смещаться, как показано на рис. 67 (2), но три линии все равно останутся на одной прямой. Если бы кольцо состояло из двух независимых кольц, разделенных разделением Кассини, и вращалось с разной скоростью, линии расположились бы так, как показано на рис. 67 (3): линии, соответствующие внутреннему кольцу, смещались бы сильнее, чем линии, соответствующие внешнему кольцу, из-за большей скорости вращения внутреннего кольца.

Рис. 67. — Метод профессора Килера для измерения вращения кольцев Сатурна.

Наконец, рассмотрим случай кольцев, состоящих из бесчисленного количества частиц, движущихся вокруг планеты согласно третьему закону Кеплера. Фактические скорости этих частиц будут следующими:—

На внешнем краю — 10,69 кольцевых миль в секунду.
В центре — 11,68 кольцевых миль в секунду.
На внутреннем краю — 13,01 кольцевых миль в секунду.
Скорость вращения — 6,38 на поверхности планеты в милях в секунду.

Смещение линий спектра должно соответствовать этим скоростям, и легко понять, что линии должны располагаться так, как показано на четвертом рисунке. Когда профессор Килер пришел изучить сфотографированные спектры, он обнаружил, что линии трех спектров наклонены именно в таком порядке, что свидетельствует о том, внешний край кольца движется вокруг планеты с меньшей линейной скоростью, чем внутренний край, как и следует, если источники света (или, точнее, отражатели солнечного света) представляют собой независимые частицы, свободные двигаться согласно третьему закону Кеплера; а не следует, если кольцо или кольца являются жесткими, в таком случае внешний край имел бы наибольшую линейную скорость, поскольку ему приходилось бы преодолевать наибольшее расстояние. Вот, наконец, доказательство метеоритного происхождения кольца Сатурна. Прекрасное открытие профессора Килера было затем подтверждено многократными наблюдениями в обсерваториях Аллегейни, Лик, Париж и Пулково; фактические скорости, полученные на основе измерения смещений линий, оказались в хорошем соответствии (в пределах ошибок наблюдения) с рассчитанными скоростями, так что это блестящее подтверждение математических выводов Клерка Максвелла становится абсолютно неоспоримым.

Спектр Сатурна настолько тусклый, что в нем можно увидеть лишь самые сильные линии солнечного спектра, однако атмосфера планеты, по-видимому, оказывает значительное общее поглощение в синей и фиолетовой частях спектра, причем это поглощение особенно сильно вблизи экваториального пояса; сильная красная полоса свидетельствует о плотности атмосферы. Эта полоса не видна в спектре кольца, поэтому вокруг него не может быть атмосферы.

Поскольку само кольцо Сатурна уникально, мы не можем найти нигде другого столь подходящего примера структуры, настолько поразительной, как та, которая сейчас приписывается этому кольцу. Однако в Солнечной системе существуют некоторые аналогичные явления. Например, существует одно такое явление в очень больших масштабах, окружающее само Солнце. Мы имеем в виду множество малых планет, все они находятся в определенной области системы. Представьте, что количество этих планет значительно возросло, а те орбиты, которые сильно наклонены по отношению к остальным, сгладились.

в противном случае он будет скорректирован, и у Солнца должно появиться кольцо, что приведёт к структуре, не сильно отличающейся от той, которая сейчас приписывается Сатурну.

Желательно ещё долго размышлять над этой прекрасной системой, гадать о том, каким было бы это кольцо для обитателя Сатурна, предполагать, следует ли рассматривать его как постоянную черту нашей системы, так же как мы считаем постоянными Луну или спутники Юпитера. С любой точки зрения эта проблема полна интереса и предоставляет множество задач для всех видов астрономов. Если у него есть хороший телескоп, то у него много дел: нужно проводить обзоры, делать скетчи и измерения. Если же он относится к тем полезным астрономам, которые не занимаются непосредственной работой с телескопами, а формируют расчёты на основе наблюдений других, то прекрасная система Сатурна предоставляет им обильный материал. Им необходимо предсказывать различные фазы кольца, сообщать астрономам, когда лучше всего можно увидеть каждую его особенность и в какое время можно наилучшим образом определить каждый элемент. Им также нужно предсказывать времена движения спутников Сатурна и другие явления более сложной системы, чем у Юпитера.

Наконец, если астроном относится к той категории — возможно, с некоторых точек зрения к самой высокой из всех — которые используют самые глубокие исследования человеческого разума для решения динамических проблем астрономии, то и он находит у Сатурна задачи, которые до крайности испытывают, хотя и не полностью превосходят, самые высокие достижения анализа. Он обнаруживает в кольце Сатурна объект, настолько отличный от всего остального, что для работы с ним приходится создавать новые математические инструменты. Он находит в этой системе столько необычных особенностей и такую тонкость настройки, что вынужден признать: если бы он не видел кольца Сатурна своими глазами, он бы не поверил, что такая система возможна. Работа математиков над этой удивительной системой пока только на начальном этапе. Исследования настолько сложны, что требуют высочайшего гения в этой области науки, к тому же материалы для исследований ещё не собраны. В обсуждении этого

Сначала необходимо сделать наблюдения, а уже затем проводить расчеты. Ограниченное количество наблюдений, полученных до настоящего времени, как бы они ни иллюстрировали красоту этой системы, все равно совершенно недостаточно для того, чтобы лечь в основу той великой математической теории Сатурна, которая в конечном итоге должна быть разработана.

Но Сатурн представляет интерес для гораздо более широкого круга людей, чем только те, кто посвятил себя астрономии. Он интересен, и должен быть интересен, каждому образованному человеку, имеющему хотя бы малейшую любовь к природе. Любитель живописных красот не может смотреть на Сатурн через телескоп без самых сильных эмоций; а если его чтение и размышления уже позволили ему осознать колоссальные размеры объекта, на который он смотрит, он будет вынужден признать, что во всей природе нет более впечатляющего зрелища.

Мы так долго размышляли о очаровании кольц Сатурна, что можем дать лишь крайне краткий отчет об этой системе спутников, сопровождающих планету. Мы уже неоднократно упоминали эти тела; теперь остается лишь перечислить еще несколько деталей.

25 марта 1655 года первый спутник Сатурна был обнаружен Гюйгенсом, чьей проницательности мы обязаны открытием истинной формы кольца. Вечером в тот день Гюйгенс наблюдал Сатурн с помощью телескопа, собранного им самим, когда заметил небольшой звездообразный объект рядом с планетой. На следующую ночь он повторил свои наблюдения, и оказалось, что этот «звездочка» сопровождает планету в ее движении по небу. Это показало, что маленький объект действительно является спутником Сатурна, а дальнейшие наблюдения выявили, что он вращается вокруг планеты за 15 дней, 22 часа и 41 минуту. Так началась та серия открытий спутников, сопровождающих Сатурн. Их обнаруживали по одному, и в настоящее время известно, что во время своего движения планету сопровождает не менее девяти спутников. Однако последующие открытия уже не были сделаны Гюйгенсом, поскольку он прекратил поиски новых спутников по причинам, кажущимся странными современному слуху.

что вполне соответствовало идеям его времени. По-видимому, исходя из какого-то принципа симметрии, Гюйгенс считал, что будет разумно, если количество спутников, или второстепенных планет, будет равно количеству самих основных планет. Количество основных планет, включая Землю, составляло шесть; открытие Гюйгенса привело к тому, что общее количество спутников также стало равным шести. У Земли был один спутник, у Юпитера — четыре, у Сатурна — один, и система стала полной.

Однако природа не знает подобных арифметических доктрин, которые Гюйгенс приписывал ей. Если бы он меньше поддавался таким предрассудкам, возможно, он смог бы предвидеть работы Кассини, который, открыв другие спутники Сатурна, доказал абсурдность доктрины численного равенства между планетами и их спутниками. По мере последующих открытий количество спутников сначала превысило количество планет; но в последнее время, когда были открыты многочисленные малые планеты, число планет быстро достигло и превзошло число их спутников.

В 1671 году, примерно через шестнадцать лет после открытия первого спутника Сатурна, Кассини открыл второй. Это самый внешний из старых спутников; ему требуется 79 дней, чтобы совершить один оборот вокруг Сатурна. В следующем году он открыл ещё один; а двенадцать лет спустя, в 1684 году, — ещё два; таким образом, общее количество спутников этой планеты составило пять.

Сложность сатурнианской системы теперь не имела соперников среди небесных тел. У Сатурна было пять спутников, а у Юпитера — лишь четыре, причем по крайней мере один из спутников Сатурна, названный Титан, был больше любого спутника Юпитера.[28] Некоторые из открытий Кассини были сделаны с телескопами чрезвычайно огромных размеров. Длина такого инструмента, или, точнее, расстояние от объектива до глаза наблюдателя, составляло сто футов или более. Казалось почти невозможным продолжать телескопические исследования с такими громоздкими устройствами. Однако в конце концов началась значительная реформа в конструкции астрономических инструментов. В руках Гершеля оказалось возможным создавать

телескопы управляемого размера, которые были одновременно и более мощными, и более точными, чем длиннофокусные линзы Кассини. Огромный инструмент такого рода длиной в сорок футов, только что созданный Гершелем, был направлен на Сатурн 28 августа 1789 года. Ранее эту удивительную планету никогда не изучали с такой тщательностью. Гершел хорошо знал работы своих предшественников. Он часто наблюдал Сатурн и его пять спутников с помощью менее мощных телескопов; теперь он снова увидел эти пять спутников и объект, похожий на звезду, находящийся так близко к плоскости кольцевидных структур, что предположил, что это шестой спутник. Существовал быстрый способ проверки этой гипотезы. В то время Сатурн быстро двигался по небу. Если этот новый объект действительно был спутником, то он должен был двигаться вместе с Сатурном. Гершел с тревогой наблюдал, будет ли это так. Чтобы ответить на вопрос, хватило недолгого времени: через два с половиной часа планета переместилась на значительное расстояние, унеся с собой не только пять уже известных спутников, но и этот шестой объект. Если бы это была звезда, она бы осталась позади; она не осталась, следовательно, это тоже был спутник. Таким образом, спустя целое столетие возобновилось телескопическое открытие спутников Сатурна. Гершел, как это было его привычкой, наблюдал за этим объектом с неуклонным усердием и обнаружил, что он находится гораздо ближе к Сатурну, чем любой из ранее известных спутников. Согласно общему закону, чем ближе…

У спутников чем короче период вращения, тем лучше. Гершель обнаружил, что этот небольшой спутник совершает один оборот примерно за 1 день, 8 часов и 53 минуты. Тот же мощный телескоп, используемый с таким же выдающимся мастерством, вскоре помог Гершелю сделать ещё более интересное открытие. Гершель также обнаружил объект, настолько маленький, что в большом 40-футовом рефлекторе казался лишь крошечной точкой; он доказал, что это спутник, находящийся настолько близко к планете, что совершает один оборот за очень короткий период — 22 часа 37 минут. Это чрезвычайно слабо заметный объект, который можно увидеть только с помощью лучших телескопов в те короткие моменты, когда он не полностью скрыт кольцами.

Снова прошло долгое время, и почти пятьдесят лет солнечная система считалась состоящей из кольцевой структуры и семи спутников. Следующее открытие имеет особую историческую значимость. Оно было сделано одновременно двумя наблюдателями — профессором Бондом из Кембриджа, штат Массачусетс, и мистером Ласселлом из Ливерпуля — ведь 19 сентября 1848 года оба астронома подтвердили, что маленькая точка, которую они видели в предыдущие ночи, действительно является спутником. Однако этот объект находится на значительном расстоянии от планеты и для совершения одного оборота ему требуется 21 день, 7 часов и 28 минут; это седьмой спутник, считая от планеты.

Ещё один чрезвычайно тусклый внешний спутник был обнаружен с помощью фотографии 16, 17 и 18 августа 1898 года профессором У.Х. Пикерингом. Этот объект находится гораздо дальше от планеты, чем более крупные и старые спутники. Его движение ещё не было полностью определено, но, вероятно, для совершения одного оборота ему требуется не менее 490 дней.

По наблюдениям за спутниками было установлено, что 3500 шаров весом, равным весу Сатурна, имели бы такой же вес, как Солнце.

Профессор Кирквуд обнаружил закон, связывающий движения четырех внутренних спутников Сатурна. Этот закон соблюдается таким образом, что возникает предположение о его происхождении от взаимного притяжения спутников. Мы уже описывали подобный закон.

относительно трех спутников Юпитера. Задача, связанная с Сатурном и включающая не менее четырех спутников, относится к числу особенно сложных. В ней в большей степени применяется теория возмущений, чем это принято у математиков при изучении более обычных явлений нашей планетной системы. Чтобы выразить этот закон, необходимо обратиться к ежедневным движениям спутников; они следующие:

Спутник. Ежедневное движение.
I. 382°·2.
II. 262°·74.
III. 190°·7.
IV. 131°·4.

Закон гласит, что если к пятикратному значению движения первого спутника добавить движение третьего и четырехкратное значение движения четвертого, то полученная сумма будет равна десятикратному значению движения второго спутника. Расчет выглядит следующим образом:

5 раза I равно
1911°·0
III равно 190°·7, II — 262°·74
4 раза IV равно
10
525°·6
——— ————
2627°·4
2627°·3 примерно равно

Проверка этого закона не может быть проще; однако задача объяснения физических причин его соблюдения до сих пор не решена.

Сатурн был самой дальней планетой, известной древним. Он вращается по орбите, находящейся далеко за пределами орбит других древних планет, и до открытия Урана в 1781 году орбиту Сатурна можно было считать

Границы Солнечной системы. Планета с кольцами действительно была достойным объектом, занимающим столь выдающееся положение. Но теперь мы знаем, что мощная орбита Сатурна не простирается до границ Солнечной системы; великолепное открытие, приведшее к ещё более значимому, существенно расширило эти границы, позволив обнаружить две могущественные планеты, вращающиеся на огромном расстоянии, далеко за орбитой Сатурна. У этих объектов нет красоты Сатурна; на самом деле они вовсе не представляют собой хороших объектов для наблюдения в телескоп. Тем не менее эти внешние планеты вызывают особый интерес. Обнаружение каждой из них является классическим событием в истории астрономии, и существует мнение — возможно, обоснованное — что открытие Нептуна, более удаленной из этих двух планет, является величайшим достижением в астрономии со времен Ньютона.

ГЛАВА XIV
УРАН.

Противопоставление Урана и других крупных планет — Уильям Гершель — Его рождение и происхождение — Прибытие Гершеля в Англию — Его любовь к знаниям — Начало его астрономических исследований — Строительство телескопов — Изготовление зеркал — Профессор музыки становится астрономом — Методичные исследования — 13 марта 1781 года — Обнаружение Урана — Тонкость наблюдений — Был ли этот объект кометой? — Значение этого открытия — Слава Гершеля — Георг III и музыкант из Бата — Королевский астроном в Виндзоре — Планета Уран — Числовые данные о ней — Четыре спутника Урана — Их круговые орбиты — Ранние наблюдения за Ураном — Наблюдения Флэмстида — Лемонье видел Уран — Полезность их измерений — Эллиптическая траектория — Возникающая таким образом великая проблема.

Для нынешнего автора история Урана и обстоятельства его открытия всегда казались одними из самых приятных и интересных эпизодов во всей истории науки. Мы здесь занимаем совершенно новую позицию в изучении Солнечной системы. Все остальные крупные планеты были хорошо известны с древних времен, какими бы ошибочными ни были представления о них. Они были заметными объектами, и их движения неизбежно привлекали внимание тех, чьи занятия сводились к наблюдению звезд. Но теперь мы имеем дело с крупной планетой, существование которой было совершенно неизвестно древним; поэтому, рассматривая эту тему, мы сначала должны описать само открытие этого объекта, а затем рассмотреть, что можно узнать о его физической природе.

На предыдущих страницах у нас уже была возможность упомянуть почитаемое имя Уильяма Гершеля в связи с различными разделами астрономии; однако мы намеренно откладывали более подробное упоминание об этом выдающемся человеке до настоящего этапа нашей работы. История Урана, по крайней мере на её ранних этапах, является историей его первооткрывателей.

Карьера Уильяма Гершеля. Было бы одновременно невозможно и нежелательно пытаться разделить их.

Уильям Гершель, знаменитый астроном, родился в Ганновере в 1738 году. Его отец был талантливым человеком, который довольно скромно занимался профессией музыкального преподавателя. У него было десять детей, и Уильям был четвертым из них; следует отметить, что все члены семьи, о которых сохранились записи, унаследовали музыкальные способности своего отца и стали талантливыми исполнителями. Существуют интересные описания этой семьи, необычного таланта Уильяма, долгих дискуссий по вопросам музыки и философии, а также его младшей сестры Кэролайн, которая впоследствии суждено было прожить блестящую карьеру. Уильям быстро освоил всё, чему мог научить его учитель в области обычных знаний, и в четырнадцать лет уже был хорошим исполнителем на обое и скрипке. Он работал в придворном оркестре Ганновера, а также был членом оркестра ганноверских гвардейцев. Вскоре бурные времена разрушили семью Гершелей. Французы вторглись в Ганновер, ганноверские гвардейцы потерпели поражение в битве при Хастенбеке, и молодой Уильям Гершель столкнулся с неприятным опытом реальной войны. Его здоровье было не очень крепким, и он решил изменить свою профессию. Способ, которым он это сделал, вряд ли могут оправдать его биографы; говоря прямо, он дезертировал и сумел бежать в Англию. Согласно достоверным источникам, во время первой встречи Гершеля с королем Георгом III спустя более двадцати лет король лично выдал ему прощение, составленное в соответствии с установленной формой.

В девятнадцать лет молодой музыкант начал искать счастья в Англии. Сначала ему пришлось столкнуться с большими трудностями, но трудолюбие и мастерство помогли преодолеть все препятствия, и к двадцати шести годам он уже полностью обосновался в Англии и добивался успеха в своей профессии. В 1766 году Гершель занимал значимое положение в музыкальном мире: он стал органистом в часовне Октагон.

Бат; весь его времени уходило на преподавание многочисленным ученикам и на подготовку к концертам и ораториям. Несмотря на напряженную профессиональную деятельность, Гершель по-прежнему сохранял ту неутолимую жажду знаний, которая была у него с детства. Каждую свободную от музыкальных обязанностей минуту он с энтузиазмом посвящал учебе. Желая совершенствовать свои знания в более сложных аспектах теории музыки, ему пришлось изучать математику; от математики к оптике переход был естественным; и как только он начал изучать оптику, это, конечно же, привело его к знакомству с телескопом, а затем и к самой астрономии.

Его путь в астрономии начался в весьма скромных условиях. Именно с помощью небольшого и несовершенного телескопа великий астроном впервые увидел небесные красоты. Без сомнения, раньше он часто смотрел на небо в ясную ночь и восхищался тысячами звезд, украшавших его; но теперь, когда ему удалось хотя бы немного улучшить свою способность видеть, он получил видение, поразившее его. Звезды, которые он видел раньше, теперь стали видны гораздо четче; более того, он обнаружил, что множество других, ранее невидимых, теперь стали доступны для наблюдения. Действительно, это зрелище великолепно для любого, кто обладает хотя бы крупицей страсти к природной красоте. Для Гершеля это зрелище сразу изменило всё течение его жизни. Его успехи как профессора музыки, его оратории и ученики были быстро забыты, а остаток жизни он посвятил увлекательному изучению одной из благороднейших наук.

Гершель не мог довольствоваться небольшим и несовершенным инструментом, который первоначально привлек его внимание. На протяжении всей своей карьеры он стремился видеть всё сам, используя все возможности, которые давали его способности. Он сразу же решил приобрести лучший инструмент и написал известному оптику в Лондон с целью сделку. Но цена, которую запросил оптик, показалась Гершелю слишком высокой — больше, чем он считал возможным или должным заплатить. Его решимость тут же…

Ему необходим был телескоп. У него, должно быть, был хороший телескоп, но поскольку он не мог его купить, он решил сделать его сам. К счастью как для Гершеля, так и для науки, обстоятельства побудили его к этому решению. Однако на первый взгляд казалось, что эта затея совершенно безнадежна! Что учитель музыки, занятый день и ночь, без предварительной подготовки может добиться успеха в задаче, требующей высочайших механических и оптических навыков, казалось действительно маловероятным. Но энтузиазм и гений не знают преодолимых трудностей. После проведения блестящего концерта в Бате, в период расцвета славы этого города, Гершель спешил домой и, даже не тратя времени на снятие кружевных манжет, сразу приступал к ручной работе по шлифовке линз. Ни один древний алхимик не был столь поглощён своей целью превратить свинец в золото, как Гершель — своим стремлением создать телескоп. Он превратил свой дом в лабораторию; свою гостиную сделал столярной мастерской. Токарные станки стали «мебелью» его лучшей спальни. Ему необходим был телескоп, и по мере того, как он продвигался в работе, он решил, что ему нужен не просто хороший телескоп, а очень хороший. И поскольку успехи вдохновляли его на дальнейшие усилия, в конце концов ему удалось создать величайший телескоп, который к тому времени видел мир. Хотя мы рассматриваем Гершеля прежде всего как астронома, следует отметить, что и как изготовитель телескопов он также пользовался огромной славой и значительным коммерческим успехом. Когда мир услышал о его великолепных открытиях и стало известно, что он использует только те телескопы, которые сам сделал, возник спрос на приборы его изготовления. Говорят, что он сделал более восьмидесяти крупных телескопов, а также множество других, меньшего размера. Несколько из этих приборов были приобретены иностранными князьями и правителями.[29] Мы никогда не слышали, чтобы кто-либо из этих знатных людей стал известным астрономом, но, в любом случае, по-видимому, они щедро оплачивали услуги Гершеля за его мастерство, так что за счёт продажи крупных телескопов он смог накопить сумму, которую можно считать состоянием в скромных мерках учёного.

До среднего возраста Гершель был малоизвестен широкой публике — лишь как усердный музыкант, пользующийся значительной известностью в своей профессии не только в Бате, но и по всему западу Англии. Создание телескопов было для него лишь занятием в свободное время, и большинство тех, кто ценил его музыкальные способности, даже не подозревали об этом. Лишь в 1774 году Гершель впервые смог наблюдать небо через прибор, сделанный собственными руками. Это был всего лишь небольшой телескоп по сравнению с теми, что он создавал позже, но он сразу ощутил преимущества того, что сам является изготовителем своих инструментов. Ночь за ночью он вносил улучшения, предложенные опытом: то увеличивал зеркала, то перестраивал крепления, то пытался устранить недостатки в окулярах. С неустанным упорством он стремился к высшему совершенству, и с каждым новым достижением обнаруживал, что может заглядывать все глубже в небо. Его энтузиазм привлек нескольких друзей, которые, как и он сам, страстно увлекались наукой. Способ, с помощью которого он впервые познакомился с сэром Уильямом Уотсоном, ставшим впоследствии его ближайшим другом, был характерен для обоих. Гершель наблюдал горы на Луне, и по мере того, как шли часы, ему приходилось выносить телескоп на улицу перед своим домом, чтобы продолжить работу. Сэр Уильям Уотсон проходил мимо и был поражен необычной картиной: астроном посреди ночи на общественной улице использует большой, необычного вида прибор. Имея интерес к астрономии, сэр Уильям остановился, и когда Гершель отвел взгляд от телескопа, спросил, можно ли ему взглянуть на Луну. Его просьба была с радостью удовлетворена. Вероятно, Гершель нашел в этом оживленном городе немногих, кто интересовался подобными вещами; он быстро нашел общий язык с сэром У. Уотсоном, который тут же ответил взаимностью, и так началась дружба, принесшая важные плоды в последующей карьере Гершеля. Наконец наступил 1781 год, в котором должно было состояться его великое достижение. Гершель успешно использовал семь лет практического опыта в астрономии и создал телескоп изысканной конструкции.

Оптическая совершенность этого телескопа была высокой, хотя его размеры значительно уступали размерам некоторых из тех телескопов, которые он позже построил. С помощью этого телескопа Гершель начал систематические наблюдения. Он разработал план по поэтапному исследованию всех звезд, имевших определенную яркость. Не совсем ясно, какую цель ставил перед собой Гершель, приступая к этой работе, но в любом случае он вряд ли мог предвидеть тот исключительный успех, который ей суждено было достичь. В ходе этих наблюдений телескоп направлялся на одну звезду; она изучалась, затем в поле зрения появлялась другая звезда, и её также изучали. В таких условиях каждая звезда проявляется лишь как точка света; эта точка может быть яркой или нет в зависимости от яркости самой звезды; кроме того, она, конечно же, имеет цвет звезды, но не может показать свой размер или форму. Чем выше совершенство телескопа, тем меньше размер его телескопического изображения звезды.

Сколько звезд исследовал Гершель в ходе этих наблюдений, нам не известно; но в любом случае в ту незабываемую ночь 13 марта 1781 года он продолжал выполнять поставленную перед собой задачу среди звезд созвездия Близнецов. Без сомнения, одна за другой звезды появлялись в поле зрения, а затем исчезали. Наконец, однако, в поле зрения появилось объект, отличавшийся от всех остальных звезд. Это была не просто точка света; у неё был крошечный, но все же совершенно различимый диск. Мы говорим, что диск был совершенно различим, но следует добавить, что это было возможно только благодаря выдающемуся телескопу Гершеля. Другие астрономы уже видели этот объект ранее. Его положение было измерено не менее девятнадцати раз до того, как музыкант из Бата, используя свой самодельный телескоп, взглянул на него; однако предыдущие наблюдатели видели его лишь с помощью небольших приборов с низким увеличением. Даже после открытия, когда квалифицированные наблюдатели с хорошими инструментами снова смотрели на этот объект под руководством Гершеля, они один за другим свидетельствовали об исключительной чуткости зрения великого астронома, которая позволяла ему почти с первого взгляда отличить его от звезды.

Если это не звезда, то что же это может быть? Первым шагом к ответу на этот вопрос стало наблюдение за этим объектом в течение некоторого времени. Именно это и сделал Гершель. Он наблюдал его ночь за ночью, и вскоре обнаружил ещё одну фундаментальную разницу между этим объектом и обычной звездой. Звёзды, конечно, отличаются своей неподвижностью, но этот объект был подвижен; ночь за ночью его положение относительно звёзд менялось. Больше не оставалось сомнений в том, что этот объект является частью Солнечной системы, и что было сделано интересное открытие; однако прошло много месяцев, прежде чем Гершель понял истинную ценность своего достижения. Он не осознавал, что совершил великолепное открытие — другой огромный планеты, вращающейся за пределами Сатурна; он думал, что это может быть только комета. Бесспорно, этот объект выглядел совершенно иначе, чем крупная комета с хвостом. Однако он не был настолько сильно отличен от некоторых видов комет, видимых в телескоп, чтобы исключить возможность того, что это такой же объект; первоначально открытие объявлялось исходя из этой точки зрения. Потребовалось время, чтобы определить истинную природу объекта. Необходимо было следить за ним на значительном расстоянии по его орбите и измерять его положение в разные моменты времени, прежде чем математик смог бы рассчитать траекторию его движения; однако как только внимание было обращено на эту проблему, многие астрономы помогли провести необходимые наблюдения. Эти данные были переданы математикам, и был сделан вывод, что этот объект не является кометой, а, как и все планеты, вращается по почти круговой орбите вокруг Солнца, причём эта орбита находится на миллионы миль за пределами орбиты Сатурна, который долгое время считался границей Солнечной системы.

Трудно переоценить значение этого великолепного открытия. Пять планет были известны с древних времён; в подходящее время они все были отлично видны невооружённым глазом. Но теперь выяснилось, что гораздо дальше самой внешней из этих планет вращается ещё одна великолепная планета, больше Меркурия или Марса, больше — гораздо больше — Венеры и Земли, и лишь уступающая по размеру Юпитеру и…

Сатурн. Эта великолепная новая планета оказалась на такой большой глубине в космосе, что, несмотря на свои впечатляющие размеры, казалась всего лишь крошечной звездой; её можно было увидеть невооружённым глазом лишь в редких случаях. Чтобы пройти свой величественный путь, этой планете требовалось 84 года, а диаметр этого пути составлял 3 600 000 000 миль.

Хотя история астрономии — это запись блестящих открытий: трудов Коперника и Кеплера, телескопических достижений Галилея, великолепной теории Ньютона, точного изучения аберрации света и многих других бессмертных побед разума, однако это достижение органиста из Октагональной часовни занимает совершенно особое место среди всех остальных. Ранее никогда не существовало никаких исторических записей об открытии какого-либо тела из той системы, к которой принадлежит Земля. Старые планеты, без сомнения, были открыты кем-то, но о этих открытиях мы можем сказать не больше, чем об открытии Солнца или Луны; все они относятся к доисторическому периоду. Здесь же впервые появилась запись об открытии планеты, которая, подобно Земле, вращается вокруг Солнца и, как и наша Земля, может быть обитаемой. Такое уникальное достижение мгновенно привлекло внимание всего научного мира. Музыкальный мастер из Бата, ранее неизвестный как астроном, быстро вошёл в число тех, кто имел право носить это звание. Со всех сторон проявлялось огромное интерес к этому неизвестному учёному. Имя Гершеля, тогда ещё незнакомое английским ушам, появлялось во всех журналах; также сохранился странный список ошибок, допущенных при написании его имени. Различные научные общества спешили выразить свои поздравления по такому памятному случаю.

Новости об открытии, совершённом ганноверским музыкантом, дошли до ушей Георга III, и он приказал вызвать Гершеля ко двору, чтобы король мог узнать о значимости его открытия непосредственно от самого открывателя. Гершель привёз с собой один из своих телескопов, а также карту Солнечной системы, с помощью которой он мог точно объяснить, в чём заключается значение открытия. Король был крайне…

Его интересовала рассказанная Гершелем история, не меньше — сам Гершел. Телескоп был установлен в Уиндзоре, и под руководством астронома королю показали Сатурн и другие знаменитые небесные объекты. Рассказывается также, что на следующий день дворянки при дворе попросили Гершела показать им те чудеса, которые так порадовали короля. Телескоп действительно установили в окне одной из комнат королевы, но к вечеру выяснилось, что небо затянуто облаками, и звезд не было видно. Этот опыт был слишком хорошо знаком Гершелу, как и любому другому астроному. Но не каждый астроном проявил бы такую готовность Гершела к тому, чтобы изящно избежать сложной ситуации. Он показал своим ученицам, как устроен телескоп; объяснил, что такое зеркало и как он его изготовил и отполировал; а затем, увидев, что облака не исчезнут, предложил, что поскольку он не может показать им настоящий Сатурн, то покажет искусственный вариант в качестве лучшей замены. Получив разрешение, Гершел направил телескоп не в небо, а на стену дальнего сада. При взгляде в телескоп был виден Сатурн — его шар и система кольцев, изображенные настолько точно, что, по словам Гершела, даже опытный астроном мог бы ошибиться. На самом деле за день до этого Гершел понял, что вечером небо, вероятно, будет затянуто облаками, и подготовился к этой ситуации: он вырезал из картона фигуру Сатурна, прикрепил её к стене дальнего сада и осветил сзади лампой. Этот визит в Уиндзор имел огромные последствия как для Гершела, так и для науки. Он произвел настолько благоприятное впечатление, что король предложил создать для него специальную должность королевского астронома в Уиндзоре. Король обещал обеспечить средства для установки больших телескопов и назначил Гершелу жалованье в 200 фунтов в год; следует признать, что эта сумма была рассчитана с довольно скромным учетом потребностей астронома. Гершел рассказал об этих деталях только своему верному и щедрому другу сэру У. Уотсону, который воскликнул: «Никогда ещё честь от монарха не продавалась так дешево».

Других заинтересованных лиц Хершель просто ответил, что король обеспечил его всем необходимым. Принимая эту должность, великий астроном, безусловно, сделал серьезный шаг. Он сразу же пожертвовал всей своей музыкальной карьерой, которая, согласно многим источникам, была прибыльной; однако его решимость была окончательной. Он знал, что проявленная им до сих пор преданность астрономии — это лишь начало целой серии значимых трудов. На самом деле он уже давно считал своим долгом следовать тому пути в жизни, который указывал на его гений. Он больше не был молодым человеком; он достиг среднего возраста, и годы стали особенно ценными для того, кто знал, что ему ещё предстоит выполнить важную работу. Он сразу же избавился от всех отвлекающих факторов: своих учеников и концертов, всей своей деятельности в Бате; он с радостью принял предложение короля и после небольших изменений поселился навсегда в Слоу, недалеко от Уиндзора.

Действительно, верно сказано, что самым важным событием, связанным с открытием Урана, стало обнаружение беспрецедентных способностей Хершеля к наблюдениям. Уран рано или поздно все равно был бы найден. Даже если бы Хершель не жил, мы, безусловно, узнали бы о Уране гораздо раньше. Настоящей важностью для науки было то, чтобы талант Хершеля мог полностью раскрыться, освободив его от многочисленных обязанностей обычной профессиональной деятельности. Открытие Урана обеспечило все это, и таким образом астрономия получила все будущие труды Хершеля.[30]

Уран находится на таком большом расстоянии, что даже лучшие современные телескопы не могут создать его четкое изображение. Мы можем, как и Хершель, увидеть, что у него есть определенный диск, и на основе измерений этого диска делаем вывод, что диаметр планеты составляет примерно 31 700 миль. Это примерно в четыре раза больше, чем диаметр Земли; следовательно, объем Урана должен быть примерно в шестьдесят четыре раза больше, чем у Земли. Мы также видим, что, как и другие гигантские планеты, Уран, по-видимому, состоит из материалов, в целом гораздо более легких, чем те, что встречаются здесь; таким образом, хотя Уран в шестьдесят четыре раза больше Земли, его плотность всего лишь в пятнадцать раз меньше.

тяжелый. Если полагаться на аналогии с тем, что мы видим во всех остальных частях нашей Солнечной системы, можно с малой долей сомнения предположить, что Уран обязательно вращается вокруг своей оси. Обычные способы доказательства этого вращения практически недоступны для тела, поверхность которого кажется настолько маленькой и тусклой. Период вращения поэтому неизвестен. Спектроскоп показывает, что Уран покрыт значительной атмосферой, содержащей, по-видимому, некоторые газы, отличные от наших собственных.

Однако у Урана есть одна особенность, которая представляет большой интерес для астрономов, располагающих телескопами необычного размера и качества. Уран сопровождается системой спутников, некоторые из которых настолько тусклы, что для их обнаружения требуется очень тщательный осмотр. Открытие этих спутников стало одним из последующих достижений Гершеля. Однако примечательно, что даже его проницательность и тщательность не спасли его от ошибок в отношении этих крайне сложных объектов. Некоторые объекты, которые он считал спутниками, по-видимому, были всего лишь звездами, находящимися гораздо дальше и случайно попавшими в поле зрения. Впоследствии было установлено, что известных спутников Урана четыре, и их движение стало предметом длительных и интересных телескопических исследований. Эти четыре спутника носят имена Ариэль, Умбриэль, Титания и Оберон. В порядке убывания расстояния от центрального тела: Ариэль, находящийся ближе всего, совершает один оборот за 2 дня 12 часов. Оберон, находящийся дальше всего, — за 13 дней 11 часов.

Закон Кеплера гласит, что траектория спутника вокруг своего центрального тела, так же как и траектория самого центрального тела вокруг Солнца, должна быть эллипсом. Однако этот закон оставляет большую свободу в выборе эксцентриситета кривой. Эллипс может быть почти кругом, он может быть полностью круглым или же совершенно не похожим на круг. Траектории планет, в общем случае, близки к кругам; однако среди планетарных орбит нет точных кругов. Насколько нам известно, наиболее близким к идеальному круговому движению является движение спутников Урана вокруг его центрального тела. Мы не можем утверждать, что эти

Траектории движения спутников Урана абсолютно круглые. Можно лишь сказать, что наши телескопы не позволяют обнаружить никаких заметных отклонений от этого принципа. Интересным фактом также является то, что орбиты спутников Урана все находятся в одной и той же плоскости. Это не характерно ни для орбит планет вокруг Солнца, ни для орбит любых других систем спутников вокруг своей звезды. Однако самым необычным фактором в системе Урана является положение этой плоскости. Это действительно почти столь же серьезная аномалия в нашей системе, как и сами кольца Сатурна. Мы уже отмечали, что плоскость, в которой Земля вращается вокруг Солнца, практически совпадает с плоскостями вращения всех остальных крупных планет. В значительной степени то же самое верно и для орбит малых планет; хотя здесь, безусловно, имеются случаи, когда плоскость орбиты наклонена под довольно значительным углом к плоскости движения Земли. Плоскость вращения Луны также приближается к этой системе планетарных плоскостей. То же самое касается и орбит спутников Сатурна и Юпитера, причем даже недавно открытые спутники Марса не являются исключением из этого правила. Вся Солнечная система — по крайней мере, что касается крупных планет — потребовала бы сравнительно незначительных изменений, если бы орбиты все они были полностью выровнены в одну плоскость. Однако существуют некоторые значимые исключения из этого правила. Спутники Урана вращаются в плоскости, которая сильно отличается от плоскости, к которой приближаются все остальные орбиты. Фактически траектории спутников Урана лежат в плоскости, почти перпендикулярной орбите самого Урана. Мы не в состоянии дать удовлетворительного объяснения этому факту. Однако очевидно, что при формировании системы Урана должно было существовать какое-то воздействие исключительного и локального характера.

Вскоре после открытия планеты Уран в 1781 году было собрано достаточно наблюдений, чтобы определить её орбиту. Как только траектория движения стала известна, оставалось лишь провести математические расчеты, чтобы определить, где находилась планета в прошлом и где будет находиться в будущем. Интересно…

Таким образом возник вопрос о том, насколько возможно найти какие-либо наблюдения за планетой, сделанные до её открытия Гершелем. Уран выглядит как звезда шестой величины. Немногие астрономы располагали телескопами такого совершенства, как у Гершеля, а его исключительная чувствительность к деталям была ещё более редким качеством. Поэтому можно было ожидать, что если такие предыдущие наблюдения и существовали, то в них Уран был бы просто описан как звезда, видимая и довольно яркая в обычном телескопе, но не привлекающая особого внимания среди тысяч похожих звёзд. Многие ранние астрономы посвятили себя полезной и трудоёмкой работе по составлению каталогов звёзд. При подготовке каталога телескоп направлялся в небо, звёзды наблюдались, их положение тщательно измерялось, оценивалась также яркость звезды, и таким образом постепенно составлялся каталог, в котором каждая звезда имела своё точное место, чтобы в будущем её можно было идентифицировать. Таким образом, сотни и тысячи звёзд были зарегистрированы в разные периоды времени — от начала развития точной астрономии до наших дней. Затем возникла идея, что поскольку Уран так похож на звезду и достаточно ярок, чтобы привлечь внимание астрономов даже с довольно скромными инструментами, существует вероятность того, что он уже был наблюдён и фактически записан как звезда в каких-либо старых каталогах. Это действительно была идея, заслуживающая всего внимания, и несущая в себе самые важные последствия в связи с великим открытием, о котором мы поговорим в следующей главе. Но как же провести такую проверку каталогов? Уран постоянно движется; разве не кажется, что в таком исследовании есть все элементы неопределённости? Рассмотрим один примечательный пример. Великая национальная обсерватория в Гринвиче была основана в 1675 году, а первым Королевским астрономом стал знаменитый Флэмстид, который в 1676 году начал серию наблюдений небесных тел, которая продолжается и по сей день, принося неоценимую пользу науке.

Сначала инструменты были довольно примитивными, но со временем Флэмстиду удалось раздобыть приборы, подходящие для составления каталога звезд, и он с необычайным усердием приступил к этой работе. Именно в этом знаменитом труде Флэмстида — «Historia Cœlestis» — записано первое наблюдение Урана. С самого начала было известно, что орбита этого небесного тела, как и орбита любой другой крупной планеты, наклонена под очень малым углом к эклиптике. Отсюда следует, что Уран всегда можно найти только вдоль эклиптики, и можно рассчитать, где находилась планета в каждый год. Таким образом было установлено, что в 1690 году планета находилась в той части эклиптики, где в то же время проводили свои наблюдения Флэмстид. Было естественно проверить наблюдения Флэмстида и выяснить, не мог ли один из так называемых звезд оказаться Ураном. В «Historia Cœlestis» был найден объект, занимавший точно такое же положение, какое должен был занимать Уран в ту же дату. Мог ли это быть Уран? Сразу же появился решающий тест. Телескоп был направлен на то место на небе, где Флэмстид видел звезду шестой величины. Если бы это действительно была звезда, то она бы все еще была видна. Провели проверку: такой звезды не удалось найти, и поэтому предположение, что это действительно Уран, уже не могло быть подвергнуто сомнению ни на мгновение. Вскоре поступили и другие подтверждения. Было показано, что Уран наблюдали Брэдли и Тобиас Майер, а также стало ясно, что Флэмстид наблюдал Уран не один раз, а даже четыре раза в 1712 и 1715 годах, измеряя его положение. Однако Флэмстид так и не осознал открытия, которое было так близко к его рукам. Конечно, он считал, что все эти наблюдения касались разных звезд. Еще более примечательным случаем является случай Лемонье, который фактически наблюдал Уран двенадцать раз и даже записал его наблюдения за четыре последовательных дня в январе 1769 года. Если бы Лемонье только внимательнее просмотрел свои собственные записи; если бы он, как это было возможно, понял, что звезда, которую он наблюдал вчера, сегодня исчезла, а звезда, видимая сегодня, к завтрашнему дню сместится, то нет сомнений, что Уран был бы открыт, и Уильям Гершель не опередил бы его. Смог бы Лемонье использовать свои возможности так же эффективно?

Какова была его слава по сравнению со славой Гершеля? Похоже, что на этот вопрос невозможно дать ответ, но те, кто считает Гершеля выдающейся личностью, вероятно, согласятся с тем, что для науки было большой удачей, что Лемонье не сравнивал свои наблюдения с наблюдениями Гершеля.[31]

Эти ранние случайные наблюдения Урана следует рассматривать не просто как объекты исторического интереса или любопытства. То, насколько они имеют огромное значение для самой науки, можно показать несколькими словами. Следует помнить, что Урану требуется не менее восьмидесяти четырех лет, чтобы совершить один полный оборот вокруг Солнца. С момента его открытия планета завершила один полный оборот, а к настоящему времени (1900 г.) — более трети ещё одного оборота. Для тщательного изучения характера его орбиты было желательно иметь как можно больше измерений, сделанных в самом широком возможном диапазоне времени. Это в значительной степени стало возможным благодаря идентификации ранних наблюдений Урана. Приблизительные данные о его орбите уже позволяли с достаточной точностью определять местоположение планеты, чтобы узнать её при встрече в каталогах. Но когда с их помощью находились реальные наблюдения, они указывали точное местоположение Урана; таким образом, вместо того чтобы наши знания о планете ограничивались чуть более чем одним оборотом, сейчас у нас есть информация, охватывающая значительно больший период — более двух оборотов.

На основе наблюдений за планетой можно определить эллипс, по которому она движется. Мы можем рассчитать этот эллипс на основе наблюдений, сделанных с момента открытия. Мы также можем рассчитать его на основе ранних наблюдений, сделанных до открытия. Если законы Кеплера строго соблюдаются, то, конечно, эллипс, по которому происходит нынешний оборот, не должен никак отличаться от эллипса предыдущего оборота или любого другого оборота. Мы можем проверить это интересным способом, сравнив эллипс, полученный на основе древних наблюдений, с эллипсом, выведенным на основе современных наблюдений. Эти эллипсы очень похожи друг на друга; они практически идентичны; но самое важное — это то, что они не совсем одинаковы, даже если учесть все факторы.

Известный источник возмущений, согласно принципам, изложенным в следующей главе. Закон Кеплера, таким образом, не кажется абсолютно верным в случае Урана. Здесь действительно имеется вопрос, требующий нашего самого серьезного и тщательного внимания. Разве мы не неоднократно подтверждали универсальность законов Кеплера при описании движения планет? Как же нам согласовать этот закон с нарушениями, которые бесспорно существуют в движении Урана?

Давайте рассмотрим этот вопрос более подробно. Мы знаем, что законы Кеплера являются следствием законов гравитации. Мы знаем, что планета движется по эллиптической траектории вокруг Солнца под действием его притяжения, и мы знаем, что эта эллипса останется неизменной без малейших изменений, если Солнце и планета будут находиться под воздействием только их взаимного притяжения и если не будет вмешиваться никакая другая сила. Мы также можем рассчитать влияние каждой из известных планет на форму и положение орбиты. Но при учете всех таких возмущающих факторов оказывается, что наблюдаемые и рассчитанные орбиты не совпадают. Вывод неоспорим: Уран движется не только под действием притяжения Солнца и планет нашей системы, расположенных ближе к Урану; следовательно, должно существовать какое-то дополнительное воздействие на Уран, помимо уже известных. Разработке этой темы будет посвящена следующая глава.

ГЛАВА XV.
НЕПТУН.
Открытие Нептуна — математическое достижение — притяжение Солнца — все тела притягиваются — Юпитер и Сатурн — планетарные возмущения — трёхтелесная система — природа упростила задачу — приближённое решение — причины успеха — задача для Земли — открытия Лагранжа — эксцентриситет — необходимость того, чтобы все планеты вращались в одном направлении — открытия Лагранжа не обладают таким драматическим интересом, как более недавние достижения — нерегулярности Урана — неизвестная планета должна вращаться за орбитой Урана — данные для решения задачи — Леверье и Адамс оба исследуют этот вопрос — Адамс указывает местоположение планеты — как следовало проводить поиски — Леверье также решает задачу — телескопическое открытие планеты — соперничество в претензиях — ранние наблюдения Нептуна — сложность телескопического изучения Нептуна — численные детали орбиты — существует ли какая-то внешняя планета? — контраст между Меркурием и Нептуном.

В этой главе мы описываем открытие настолько необычайное, что во всей истории науки бесполезно искать ему аналогов. Мы здесь не будем рассматривать технические аспекты практической астрономии. Нептун был впервые обнаружен благодаря глубоким математическим исследованиям, а не благодаря тщательным телескопическим наблюдениям. Нам необходимо подробно описать этот значимый эпизод в истории науки в полной мере, соответствующей его важности; поэтому в начале нашего повествования потребуется кратко рассмотреть сложную, но интересную область астрономии, к которой мы до сих пор почти не обращались.

Высшей регулирующей силой в Солнечной системе является притяжение Солнца. Каждая планета системы испытывает это притяжение и поэтому вынуждена вращаться вокруг Солнца по эллиптической орбите. Сила притяжения тела прямо пропорциональна его массе, и поскольку масса Солнца в тысячу раз превышает массу Юпитера, которая сама по себе превосходит суммарную массу всех остальных планет, притяжение Солнца неизбежно является основным определяющим фактором.

Сила движений в нашей системе. Однако закон всемирного тяготения не гласит лишь о том, что Солнце притягивает каждую планету. Гравитация — это гораздо более общий принцип, поскольку он утверждает, что каждое тело во Вселенной притягивает все остальные тела. В соответствии с этим законом каждая планета должна испытывать притяжение не только со стороны Солнца, но и со стороны бесчисленного количества других тел, и движение планеты должно быть совокупным результатом всех этих притяжений. Что касается влияния звезд на нашу Солнечную систему, его можно сразу же отбросить как незначительное. Звезды, безусловно, являются огромными телами; во многих случаях их размер может превосходить размер Солнца. Но закон всемирного тяготения гласит, что интенсивность притяжения уменьшается с ростом квадрата расстояния. Большинство звезд находятся в миллион раз дальше от Солнца, и поэтому их притяжение настолько слабое, что его совершенно невозможно учесть при рассмотрении этой проблемы. Единственные притяжения, которые нам нужно учитывать, — это те, что возникают в результате действия одного тела системы на другое. Возьмём, к примеру, две крупнейшие планеты нашей системы — Юпитер и Сатурн. Каждая из этих планет вращается в основном под действием притяжения Солнца, но каждая планета также притягивает все остальные, в результате чего каждая из них слегка отклоняется от положения, которое она бы занимала в противном случае. На языке астрономии мы скажем, что траектория Юпитера нарушается под действием притяжения Сатурна; и наоборот, траектория Сатурна нарушается под действием притяжения Юпитера.

В течение многих лет эти неупорядоченности в движении планет представляли собой проблемы, с которыми астрономы не могли справиться. Однако постепенно одна трудность за другой была преодолена, и хотя, безусловно, ещё существуют некоторые незначительные неупорядоченности, которые ещё не получили полного объяснения, все более крупные и важные проявления этого явления уже хорошо поняты. Эта проблема является одной из самых сложных, с которыми сталкивается астроном в рамках всей своей науки. Ему приходится рассчитывать, какое воздействие одна планета может оказать на другую. Такие расчёты сопряжены с огромными трудностями и могут быть преодолены только благодаря выдающимся навыкам в самых сложных разделах математики. Давайте определим, в чём заключается суть проблемы.

Когда два тела движутся под действием взаимного притяжения, оба они будут вращаться по кривой, которую можно с точностью определить. Каждый такой путь на самом деле представляет собой эллипс, и у них должна быть общая фокусная точка — центр тяжести обоих тел, рассматриваемых как единая система. В случае Солнца и планеты, где масса Солнца значительно превосходит массу планеты, центр тяжести находится очень близко к центру Солнца; в таком случае траектория большого тела значительно меньше по размерам по сравнению с траекторией планеты. Все эти явления позволяют проводить совершенно точные расчеты довольно элементарного характера. Но теперь давайте добавим в систему третье тело, которое притягивает каждое из остальных и в свою очередь притягивается ими. В результате этого притяжения третье тело смещается, и соответственно меняется его воздействие на остальные тела; те, в свою очередь, воздействуют на него, и эти действия и противодействия вносят бесконечную сложность в систему. Такова знаменитая «проблема трех тел», которая привлекала внимание практически всех великих математиков со времен Ньютона. Сформулированная с математической точки зрения и без уменьшения ее сложности какими-либо факторами, эта проблема остается неразрешимой. Математики до сих пор не смогли рассчитать взаимное притяжение трех тел, свободно движущихся в пространстве. Если количество тел превышает три, как это действительно имеет место в Солнечной системе, проблема становится еще более безнадежной.

Однако природа в этом вопросе отнеслась к нам благосклонно. Да, она поставила проблему, которую невозможно решить с точностью; но она ввела в нее, как это происходит в Солнечной системе, определенные особенности, которые существенно снижают сложность. Мы все еще не можем дать то, что математик назвал бы строгим решением этой проблемы; мы не можем решить ее с такой полнотой, как это делается в арифметике; но мы можем сделать что-то почти столь же полезное. Мы можем решить проблему приблизительно; мы можем с высокой точностью определить влияние одной планеты на другую, а при дополнительных усилиях сократить диапазон неопределенности до желаемого уровня. Таким образом мы получаем практическое решение проблемы, достаточное для всех целей науки. Это нам полезно.

Полностью с математической точностью определить положение планеты практически невозможно. Если мы можем узнать желаемое с такой высокой степенью приближения к истинному положению, что ни один телескоп не сможет обнаружить разницу, то любая практическая цель будет достигнута. Причина, по которой в данном случае нам удается преодолеть трудности, с которыми мы не можем справиться, заключается в исключительном характере проблемы трех тел, проявляющейся в Солнечной системе. Во-первых, масса Солнца настолько велика, что можно игнорировать многие факторы, которые имели бы значение, если бы его масса соперничала с массой какой-либо из планет. Ещё одной причиной нашего успеха является небольшой угол наклона орбит планет друг к другу; к тому же почти круглая форма орбит значительно облегчает работу. Математики, возможно, находящиеся в других частях Вселенной, не обладают такими преимуществами. Среди звездных систем существует немало случаев, когда приходится решать проблему трех тел, или даже более, без тех облегчающих обстоятельств, которые характерны для нашей системы. В таких группах, как замечательная звезда Θ Ориона, имеются три или четыре тела сопоставимого размера, что приводит к крайне сложным движениям. Даже если земные математики когда-нибудь наберутся смелости решать подобные задачи, вряд ли они смогут сделать это в ближайшие века; такие исследования должны основываться на точных наблюдениях, а наблюдения за этими отдаленными системами в настоящее время совершенно недостаточны для этих целей.

Непрерывное вращение планеты вокруг Солнца в соответствии с законом Кеплера обеспечило бы для этой планеты постоянные климатические условия. Например, Земля, если бы руководствовалась исключительно законами Кеплера, каждый день года возвращалась бы в точно такое же положение, в котором находилась в тот же день прошлого года. Со временем количество тепла, получаемого Землей, оставалось бы постоянным, если бы Солнце не менялось, и таким образом нынешний климат мог бы сохраняться бесконечно. Но поскольку существование планетарных возмущений стало известно, возникают вопросы самой большой важности относительно возможных последствий таких возмущений. Теперь мы видим, что траектория Земли не является абсолютно фиксированной.

Эта траектория искажается под влиянием Венеры и Марса; она искажается, и должна искажаться, под влиянием каждой планеты в нашей системе. Действительно, за год, или даже за столетие, объем происходящих изменений не так уж велик; эллипс, представляющий траекторию движения Земли в этом году, не сильно отличается от эллипса, который описывал её движение сто лет назад. Но возникает важный вопрос: не может ли эта незначительная разница постепенно увеличиваться и в конечном итоге достичь таких размеров, что приведет к изменению наших климатов или даже сделает жизнь совершенно невозможной. Действительно, если рассматривать этот вопрос без тщательных расчетов, кажется вполне вероятным, что именно такая участь может постигнуть нашу систему. Земля вращается по траектории, находящейся внутри траектории могущественной Юпитера. Поэтому она постоянно находится под воздействием притяжения Юпитера, и когда она обгоняет эту огромную планету и оказывается между ней и Солнцем, два тела находятся довольно близко друг к другу, и Земля тянется наружу под действием Юпитера. Можно предположить, что такие нарушения будут способствовать постепенному удалять Землю от Солнца, в результате чего наша планета будет описывать все более широкую траекторию. Однако невозможно решить динамический вопрос, опираясь лишь на поверхностные рассуждения такого рода. Этот вопрос необходимо представить на рассмотрение математического анализа, где учитываются все элементы данной ситуации. Такое исследование совсем не простое. Оно заняло весь талант Лагранжа и Лапласа, чьи открытия в теории планетарных возмущений являются одними из самых значительных достижений в астрономии.

Мы не можем здесь попытаться описать методы рассуждений, которые использовали эти великие математики. Их можно выразить только с помощью формул математика, и тогда они будут понятны лишь при наличии предварительных знаний в области математики. К счастью, результаты, к которым пришли Лагранж и Лаплас, и которые были в большой степени подтверждены работами других математиков, можно описать простым языком.

Предположим ситуацию с Солнцем и двумя планетами, вращающимися вокруг него. Эти две планеты взаимно влияют друг на друга, но степень этого воздействия незначительна по сравнению с действием Солнца на каждую из них. Лагранж доказал, что, хотя эллипс, по которому движется каждая планета, постепенно изменяется под влиянием притяжения другой планеты, существует одна характеристика этой кривой, которую возмущения не могут изменить окончательно: самая длинная ось эллипса, а следовательно и средняя расстояние планеты от Солнца, равное половине этой оси, должны оставаться неизменными. Это было действительно важное открытие, которое оказалось неожиданным. Оно сразу же развеивает все опасения относительно того, какое влияние могут оказать возмущения на стабильность системы. Оно показывает, что, несмотря на притяжение Марса и Венеры, Юпитера и Сатурна, наша Земля будет вечно вращаться на одном и том же среднем расстоянии от Солнца, и таким образом последовательность сезонов и продолжительность года, по крайней мере с точки зрения этого фактора, останутся неизменными навсегда.

Но Лагранж углубился в исследование. Он понял, что среднее расстояние не меняется, но оставалось выяснить, может ли эксцентриситет эллипса, описываемого движением Земли, быть подвержен воздействию возмущений. Этот вопрос имеет не меньшее значение, чем только что рассмотренный. Даже если Земля сохраняет одинаковое среднее расстояние от Солнца, наибольшее и наименьшее расстояния могут сильно отличаться: Земля может проходить очень близко к Солнцу в одной части своей орбиты, а затем удаляться на большое расстояние в противоположной части. Что касается благополучия нашей планеты и её обитателей, это так же важно, как и вопрос о среднем расстоянии; чрезмерное тепло в одной половине года служит лишь незначительной компенсацией за недостаток тепла в другой половине. Лагранж также подверг этот вопрос анализу. И снова он преодолел математические трудности и снова смог заверить в постоянстве нашей системы. Правда, на этот раз он не смог утверждать, что эксцентриситет каждой орбиты останется постоянным; это не так. То, что он утверждает и что он в достаточной степени доказал, заключается в том, что…

Эксцентриситет каждой орбиты всегда будет оставаться небольшим. Мы узнаем, что форма земной орбиты постепенно расширяется и постепенно сужается; наибольшая длина эллипса остается неизменной, но иногда он более приближается к кругу, а иногда становится более эллиптическим. Эти изменения происходят в узких пределах; так что, хотя они, вероятно, могут соответствовать измеримым климатическим изменениям, безопасность системы не находится под угрозой, как это было бы, если бы эксцентриситет мог увеличиваться бесконечно. Лагранж вновь применил методы своего анализа для изучения воздействия возмущений на наклонение траектории движения планеты. Результат в этом случае был подобен тому, который был получен в отношении эксцентриситетов. Если мы исходим из предположения, что взаимные наклоны планет невелики, то математика гарантирует нам, что они всегда должны оставаться небольшими. Таким образом, мы приходим к выводу, что планетарные возмущения не способны повлиять на стабильность Солнечной системы.

Возможно, мы лучше поймем важность этих значимых исследований, если рассмотрим, насколько легко все могло бы сложиться иначе. Предположим систему, подобную нашей во всех отношениях, за исключением одного. Пусть у этой системы есть солнце, как у нашей; пусть у нее есть система планет и спутников, подобная нашей. Пусть массы всех тел в этой гипотетической системе совпадают с массами в нашей системе, а расстояния и периоды времени будут одинаковыми в обоих случаях. Пусть все плоскости орбит расположены аналогичным образом; тем не менее эта гипотетическая система могла бы содержать причины разрушения, отсутствующие в нашей системе. Есть один момент в этой вымышленной схеме, который мы еще не уточнили. В нашей системе все планеты вращаются вокруг солнца в одном направлении. Предположим, что в гипотетической системе это правило нарушается из-за изменения направления движения одной из планет. Уже одно это незначительное изменение подвергнет систему риску разрушения из-за планетарных возмущений. Здесь мы видим необходимость той поразительной однородности направлений, в которых планеты вращаются вокруг солнца. Если бы эти направления не были однородными, наша система, безусловно,

Вероятно, они погибли много тысячелетий назад, и нам не следовало бы здесь обсуждать возмущения или какие-либо другие вопросы.

Каким бы великим ни был успех выдающегося французского математика, сделавшего эти прекрасные открытия, именно наше столетие стало свидетелем верховной победы математического анализа, применённого к закону всемирного тяготения. Работы Лагранжа не обладают таким драматическим интересом, как открытие Леверье и Адамса, которое расширило границы Солнечной системы благодаря открытию планеты Нептун, вращающейся далеко за пределами Урана.

Мы уже упоминали о трудностях, с которыми сталкивались при попытке согласовать ранние наблюдения Урана с теми, что были сделаны после его открытия. Мы показали, что орбита этой планеты изменилась, и что, следовательно, Уран должен подвергаться действию какой-то другой силы, помимо силы притяжения Солнца.

Возникает вопрос о природе этих возмущающих сил. Исходя из того, что мы уже знаем о взаимном воздействии между любыми двумя планетами, кажется логичным задаться вопросом: не могут ли неупорядоченности в движении Урана объясняться притяжением других планет. Уран вращается непосредственно за пределами Сатурна. Масса Сатурна значительно больше массы Урана. Разве не может быть так, что Сатурн отталкивает Уран в сторону, тем самым вызывая эти изменения? Этот вопрос должен решить математик. Он может рассчитать, насколько Сатурн способен повлиять на Уран, и, без сомнения, обнаружит, что Сатурн способен вызвать определённое смещение Урана. Аналогичным образом Юпитер, обладая огромной массой, воздействует на Уран, создавая возмущения, которые математик может рассчитать. Когда формулы были рассчитаны для всех известных планет, их применили к Урану, и можно было ожидать, что они полностью объяснят наблюдаемые неупорядоченности в его орбите. Однако это оказалось не так. После тщательного учёта всех известных источников возмущений было установлено, что Уран по-прежнему подвержен воздействию какого-то дополнительного фактора; отсюда был сделан вывод, что Уран должен испытывать влияние какой-то неизвестной силы.

Тело. Что может быть этим неизвестным телом и где оно должно находиться? Аналогии служили руководством для тех, кто размышлял над этим вопросом. Мы не знаем никакой причины нарушения движения планеты, кроме как притяжение другой планеты. Возможно ли, что Уран действительно притягивался какой-то другой планетой, совершенно неизвестной в то время? Это предположение было выдвинуто многими астрономами, и удалось определить некоторые условия, которые должно было выполнять это неизвестное тело. Во-первых, его орбита должна находиться за пределами орбиты Урана. Это было необходимо, потому что неизвестная планета должна быть большой и массивной, чтобы вызывать наблюдаемые нарушения. Если бы же она находилась ближе к Урану, она была бы заметным объектом и, вероятно, была бы открыта уже давно. Существовали также другие аргументы, показывающие, что если нарушения движения Урана вызваны притяжением планеты, то это тело должно вращаться за пределами сферы, открытой Гершелем. В поддержку гипотезы о том, что траектория неизвестной планеты, хотя и должна быть эллиптической, в значительной степени не отличается от круговой, а плоскость её движения также должна почти совпадать с плоскостью орбиты Земли, можно было привести общие аналогии планетарной системы.

Измеренные отклонения Урана в разных точках его орбиты были единственными данными, имевшимися для открытия новой планеты. Нам нужно было подобрать орбиту неизвестного тела, а также массу самой планеты таким образом, чтобы объяснить различные возмущения. Допустим, мы задаем определенное расстояние до гипотетического тела и пытаемся определить орбиту и массу планеты на этом расстоянии, которые могли бы объяснить эти возмущения. Наше первое предположение, возможно, слишком велико. Мы пробуем снова, но на меньшем расстоянии. Теперь мы можем более точно описать наблюдения. Третья попытка даст еще более точный результат, пока наконец не будет определено расстояние до неизвестной планеты. Аналогичным образом можно определить и массу тела. Мы задаем определенное значение и рассчитываем возмущения. Если полученные результаты оказываются больше, чем те, что получены при наблюдениях, значит, предполагаемая масса слишком велика. Мы корректируем предположение и пересчитываем с меньшим значением, и так далее, пока наконец…

Мы определяем массу планеты, которая соответствует результатам фактических измерений. Остальные элементы неизвестной орбиты — её эксцентриситет и положение оси — также должны быть установлены аналогичным образом. В конце концов выяснилось, что возмущения Урана можно полностью объяснить, если неизвестная планета имеет определённую массу и движется по орбите с определённым положением; кроме того, стало ясно, что совершенно иная орбита или значительно изменённая масса не могут объяснить наблюдаемые факты.

Эти поразительные расчёты были проведены совершенно независимо двумя астрономами — одним в Англии, другим во Франции. Каждый из них взялся за решение этой сложной проблемы и каждый добился успеха. Учёные Англии и Франции спорили по поводу того, кому из их представителей принадлежит заслуга в этом великом открытии; однако за сорок лет, прошедших с момента этих памятных исследований, вопрос постепенно был разрешён. Беспристрастное мнение научного мира за пределами Англии и Франции заключается в том, что заслуги за это великолепное триумфа науки должны быть разделены поровну между покойным выдающимся профессором Кембриджского университета Дж. К. Адамсом и покойным У. Ж. Ж. Леверье, директором Парижской обсерватории.

Вскоре после получения диплома в Кембридже в 1843 году, когда он был удостоен звания Senior Wrangler, мистер Адамс обратил внимание на возмущения Урана и, руководствуясь лишь этими возмущениями, начал поиски неизвестной планеты. Это было долгое и трудное исследование, требовавшее огромного количества численных расчётов, а также высочайших математических навыков; но постепенно мистер Адамс преодолел все трудности. По мере развития исследований он понял, что возмущения Урана можно полностью объяснить существованием внешней планеты, и в конце концов не только определил орбиту этого внешнего тела, но и смог указать часть неба, в которой следует искать неизвестную планету. Доведя свои исследования до такого этапа, мистер Адамс обратился к Королевскому астроному, сэру Джорджу Эйри, в Гринвиче в октябре 1845 года и передал ему расчёты, указывающие на…

С поразительной точностью было определено местоположение ещё не обнаруженной планеты. Таким образом, кажется, что за семь месяцев до того, как кто-либо другой смог решить эту проблему, мистер Адамс уже преодолел все трудности и фактически определил местоположение планеты в точке, находившейся всего лишь на немного более чем градус от той позиции, которую она занимает сейчас. Всё, что было нужно для завершения открытия и чтобы принести профессору Адамсу и английской науке полную славу за это достижение, — это тщательный телескопический поиск в указанной области неба.

Можно спросить: почему такой поиск не начали сразу? Без сомнения, это было бы сделано, если бы сорок лет назад обсерватории были оснащены теми подробными картами звёздного неба, которыми они обладают сейчас. В отсутствие такой карты (а карты той части неба, где находилась неизвестная планета, ещё не было опубликовано) поиск планеты становился крайне трудоёмким делом. Предлагалось, что новую планету можно будет обнаружить по её видимому диску; однако следует помнить, что даже Уран, находящийся гораздо ближе к нам, имел настолько маленький диск, что его наблюдали почти двадцать раз без особого внимания, хотя он и не ускользнул от проницательного взгляда Гершеля. Тогда оставался только один доступный метод для поиска Нептуна — составить карту неба в указанной области, а затем сравнивать эту карту изо дня в день с звёздами на небе. Прежде чем рекомендовать начало столь трудоёмкой работы, Королевский астроном сочел нужным подвергнуть исследования мистера Адамса важному предварительному тесту. Мистер Адамс показал, как его теория позволяет точно объяснить возмущения орбиты Урана в долготе. Королевский астроном спросил мистера Адамса, может ли он так же чётко объяснить значительные изменения в расстоянии до Урана. Нет сомнений, что его теория также позволила бы дать удовлетворительное объяснение этим изменениям; однако, к сожалению, мистер Адамс, по-видимому, не считал этот вопрос достаточно важным, чтобы незамедлительно ответить Королевскому астроному, и поэтому прошло целых девять месяцев с момента, когда мистер Адамс впервые сообщил свои результаты Королевскому астроному, до момента…

Были начаты систематические телескопические поиски планеты. До этого времени никаких отчетов о исследованиях мистера Адамса не публиковалось. О его работах знали лишь немногие, кроме Королевского астронома и профессора Чаллиса из Кембриджа, которому впоследствии была поручена задача проведения поисков.

Тем временем внимание великого французского математика и астронома Леверье было особенно привлечено к проблеме возмущений орбиты Урана по указанию Араго. Проведя тщательный анализ, Леверье изучил все возможные известные источники возмущений. Влияние более старых планет было снова оценено с максимальной точностью, но это лишь подтвердило уже сделанный вывод о недостаточности этих планет для объяснения возмущений. Затем Леверье начал поиски неизвестной планеты с помощью математических расчетов, полностью не зная о работах Адамса. В ноябре 1845 года, а затем 1 июня 1846 года, были опубликованы части результатов французского астронома. Тогда Королевский астроном понял, что его расчеты практически совпадают с расчетами Адамса — местоположение неизвестной планеты, определенное обоими астрономами, отличалось всего на один градус! Это действительно был поразительный результат. Речь шла о планете, невидимой для человеческого глаза, но, так сказать, обнаруженной с помощью математического анализа с такой высокой степенью точности, что два астронома, совершенно не знавшие о работах друг друга, пришли к единому мнению относительно местоположения планеты в небе. Таким образом, существование новой планеты стало практически неоспоримым, и на практикующих астрономов легла ответственность незамедлительно начать поиски. В июне 1846 года Королевский астроном сообщил посетителям Гринвичской обсерватории о тесном совпадении расчетов Леверье и Адамса и призвал немедленно начать тщательный осмотр указанного района неба. Профессор Чаллис, управлявший большим экваториальным телескопом в Кембридже, согласился взяться за эту работу, и 29 июля 1846 года он начал свои исследования.

План поиска, разработанный профессором Чаллисом, был крайне сложным. Сначала он определил теоретическое положение планеты, указанное мистером Адамсом, а затем, учтя очень большой запас на случай неопределенностей в таких сложных расчетах, выделил определенный участок неба, расположенный рядом с эклиптикой, где, как предполагалось, можно было найти неизвестную планету. Затем он решил наблюдать за всеми звездами в этом участке и измерять их относительные положения. После выполнения этой работы ее предстояло повторить еще раз. Его план даже предусматривал третью серию полных наблюдений звезд, находящихся в этом выбранном участке. Не было сомнений, что этот процесс позволит обнаружить планету, если она будет достаточно яркой, чтобы попасть в диапазон звездной величины, установленный профессором Чаллисом. Планету можно было бы обнаружить по ее движению относительно звезд при сравнении трех серий измерений. План был настолько тщательно продуман, что должен был привести к ожидаемому открытию; фактически позже выяснилось, что профессор Чаллис действительно наблюдал планету более одного раза, и последующее сравнение ее положений неизбежно привело бы к обнаружению этого нового небесного тела.

Леверье также активно развивал свои не менее сложные исследования в том же направлении. Он был уверен в существовании планеты и пошел даже до того, что предсказал не только ее положение, но и ее внешний вид. Он считал, что планета будет достаточно большой (хотя, конечно, все равно будет видна только в телескоп), чтобы отличаться от звезд наличием диска. Эти точные прогнозы укрепили уверенность в том, что мы находимся на пороге еще одного великого открытия в Солнечной системе; настолько, что когда 10 сентября 1846 года сэр Джон Гершель выступил перед Британским обществом, он сказал следующие слова: «Прошедший год подарил нам новую планету — Астрею; более того, он дал нам надежду на открытие еще одной. Мы видим ее так же, как Колумб видел Америку с берегов Испании. Ее движения ощущаются в рамках наших анализов с такой точностью, которая едва уступает непосредственному наблюдению».

Время открытия стремительно приближалось. 18 сентября 1846 года Леверье написал доктору Галле из Берлинской обсерватории, описав местоположение планеты, определенное по его расчетам, и попросив его совершить ее телескопическое открытие. Эта просьба была похожа на ту, что была направлена от имени Адамса профессору Чаллису. И в Берлине, и в Кембридже предполагалось проводить телескопические исследования в одном и том же участке неба. Однако берлинским астрономам повезло — у них был бесценный инструмент для исследований, которого в то время не было у профессора Чаллиса. Мы уже упоминали, как поиск планеты с помощью телескопа может быть упрощен благодаря тщательно составленной карте звезд. Фактически достаточно лишь сравнить эту карту с небом. Несколько лет earlier Берлинская академия наук начала работу над серией карт звезд. На этих картах было точно отмечено местоположение каждой звезды, даже тех, что имели магнитуду до десятой. Эта работа была чрезвычайно полезной, но ее создатели вряд ли могли предвидеть великолепное открытие, которое возникнет в результате их многолетних усилий. Было решено публиковать такую обширную картографическую работу поэтапно; по мере завершения карты она выходила в печать лист за листом. Как раз перед тем, как новости о работах Леверье достигли Берлина, карта указанного участка неба уже была изготовлена и напечатана.

Лишь 23 сентября письмо Леверье дошло до доктора Галле в Берлине. В ту ночь небо было ясным, и можно представить, с каким волнением доктор Галле направил свой телескоп в небо. Прибор был настроен согласно указаниям Леверье. В поле зрения виднелось множество звезд, как и в любой другой части неба. Одна из них и была той самой планетой. Была развернута новая карта, и звезда за звездой небо сравнивалось с ней. По мере идентификации звезд оказывалось, что один объект за другим находится в небе так, как это было отмечено на карте, и, конечно же, они отбрасывались. Наконец, была рассмотрена звезда восьмой магнитуды — яркий объект. Карта была проверена, но там не было никакой звезды. Этот объект не мог находиться там…

то место, где была составлена карта. Следовательно, объектом был странник — планета. Однако в таком деле необходимо было проявлять осторожность. Необходимо было исключить множество возможностей. Например, вполне можно было предположить, что объект на самом деле является звездой, которая по какой-то случайности ускользнула от внимательного взгляда астронома, составившего карту. Возможно также было, что это звезда из большой группы переменных звезд, чья яркость меняется, и она могла быть слишком тусклой, чтобы быть видимой при составлении карты. Или же это мог быть один из малых планет, движущихся между Марсом и Юпитером. Даже если ни одно из этих объяснений не подходило, всё равно необходимо было доказать, что объект движется с той конкретной скоростью и в том конкретном направлении, которые предсказывала теория Леверье. Прошел всего один день, и все сомнения рассеялись. Ночью следующего дня объект снова наблюдали. Он сместился, и при измерении его движения оказалось, что оно полностью соответствует тому, что предсказал Леверье. Более того, словно для окончательного подтверждения не хватало ещё какого-то фактора, диаметр планеты, измеренный микрометрами в Берлине, оказался практически совпадающим с тем, который предвидел Леверье.

Весь мир быстро наполнился новостями об этом великолепном достижении. Имя Леверье мгновенно взлетело на такую высоту, которую едва мог превзойти какой-либо астроном любой эпохи и страны. Обстоятельства открытия были крайне драматичными. Мы представляем себе великого астронома, погружённого в глубокие размышления на протяжении многих месяцев; его взгляд устремлён не на звёзды, а на свои расчёты. В его руках нет телескопа; единственным инструментом, которым он пользуется, является человеческий разум. С терпеливым трудом, руководствуясь совершенством математических методов, он работает с колонками цифр. Он пробует одно решение за другим. С каждым из них он узнаёт что-то, что помогает ему избегать ошибок; каждое решение проливает свет, помогающий ему в будущей работе. Наконец он начинает видеть гармонию в тех результатах, где раньше была лишь беспорядочность. Постепенно тучи рассеиваются, и он с почти полной уверенностью видит планету, сверкающую в далёких глубинах космоса. Он встаёт со своего стола и просит помощи у практикующего астронома; и вот — планета уже там.

указанное место. В анналах науки не встречается ничего подобного. Это было самое впечатляющее доказательство закона всемирного тяготения. Ньютоновская теория уже давно занимала непреклонное положение; однако, словно для того, чтобы ещё более ярко подчеркнуть её истинность, было совершено это открытие Нептуна.

На мгновение показалось, что французы смогут в одиночку присвоить себе всю славу этой великолепной победы; и действительно, было бы вполне уместно, если бы нация, родившая Лагранжа и Лапласа, а также развившая великую ньютоновскую теорию благодаря их бессмертным трудам, получила эту награду. До тех пор, пока доктор Галле в Берлине не сделал телескопическое открытие планеты, о работах Чаллиса по её поиску не делалось никаких публичных объявлений, равно как и о теоретических исследованиях Адамса, на которых основывались эти наблюдения. Но среди торжественных возгласов, с которыми страстная французская нация приветствовала открытие Леверье, появилось письмо сэра Джона Гершеля в журнале «Атенеум» от 3 октября 1846 года, в котором он сообщал о исследованиях Адамса и претендовал на то, чтобы тот также разделил славу этого открытия. Последующие расследования показали, что эта претензия была обоснованной, и теперь все независимые авторитеты признают это. Однако легко представить, что французские учёные, ревнуя к славе своего соотечественника, изначально не хотели признавать такую претензию. Их просили разделить эту беспрецедентную честь между своим знаменитым соотечественником и молодым иностранцем, о котором мало кто когда-либо слышал, который даже не опубликовал ни строчки своих работ и не высказывал никаких претензий до тех пор, пока Леверье полностью не завершил свою работу. Поэтому требование в пользу Адамса было отклонено во Франции без всякого признания; в результате возникла ожесточённая полемика. Поочерёдно английские астрономы смогли доказать правомерность претензий своего соотечественника. Действительно, Адамс не опубликовал свои исследования для широкой публики, но он передал их Королевскому астроному, официальному руководителю науки в этой стране. Они также были хорошо известны профессору Чаллису…

Профессор астрономии в Кембридже. В то же время были опубликованы работы Адамса, и они оказались столь же тщательными и успешными, как и работы Леверье. Также было установлено, что метод поиска, применяемый профессором Чаллисом, не только должен был в конечном итоге привести к успеху, но на самом деле уже принес успех в некотором смысле. Когда было совершено телескопическое открытие планеты, Чаллис естественно решил проверить, не наблюдал ли он также этот новый объект. Именно 1 октября он узнал о успехе доктора Галле, а к тому времени Чаллис собрал в ходе этих исследований данные по не менее чем 3150 звездам. Среди них он быстро обнаружил, что объект, наблюдаемый 12 августа, находился не в том же месте, что и 30 июля. Это действительно была планета; её открытие было бы обеспечено, если бы у Чаллиса было время сравнить свои измерения. Фактически, если бы он сразу же обсудил свои наблюдения, нет сомнений, что вся слава открытия принадлежала бы Адамсу. Он был бы первым как в теоретических расчетах, так и в оптической проверке существования планеты. Также можно отметить, что Чаллис чуть не совершил открытие Нептуна другим способом. Леверье в своей статье указал на возможность обнаружения искомого объекта по его диску. Чаллис попытался это сделать, и до того, как до него дошли новости о фактическом открытии в Берлине, он уже исследовал область, указанную Леверье. Через поле зрения прошло около 300 звезд, и среди них он выбрал одну из-за её диска; позже выяснилось, что это действительно была планета.

Если бы исследования Леверье и Адамса никогда не велись, можно быть уверенным, что далекий Нептун рано или поздно был бы открыт; однако это могло произойти таким образом, который каждый истинный любитель науки сегодня осудил бы. Мы постоянно слышим о открытии новых малых планет, но никто не придает таким достижениям даже доли значения, присущей открытию Нептуна. Существовала опасность того, что Нептун был бы просто случайно обнаружен в ходе обычных обзоров, как было с Ураном, или как это происходит сейчас со множеством малых планет.

Было обнаружено, что в этом случае теоретическая астрономия — великая наука, основанная Ньютоном — осталась бы без своего самого яркого примера проявления. На самом деле Уран едва не был открыт очень простым способом по крайней мере один раз ранее. Это стало ясно после того, как было собрано достаточно наблюдений для расчёта траектории планеты. Тогда стало возможным проследить движение планеты среди звёзд и таким образом начать поиск в каталогах более ранних астрономов, чтобы выяснить, содержатся ли там какие-либо записи об Уране, ошибочно отнесённом к звезде. Было обнаружено несколько подобных случаев. Однако я упомяну лишь один, который представляет особый интерес. Было установлено, что местоположение планеты 10 мая 1795 года должно было совпадать с местоположением так называемой звезды, зафиксированной в тот день в «Histoire Céleste» Лаландда. При непосредственном осмотре неба выяснилось, что в указанном Лаланддом месте не было никакой звезды, поэтому факт того, что там действительно произошло наблюдение Урана, стал совершенно неоспоримым. Когда были изучены оригинальные рукописи Лаландда, стало известно нечто чрезвычайно интересное: оказалось, что он наблюдал ту же самую звезду (так он её считал) как 8 мая, так и 10 мая; каждый день он определял её положение, и оба наблюдения были должным образом зафиксированы. Но когда он начал составлять свой каталог и обнаружил, что местоположения в эти два дня отличались, он отбросил результат первого наблюдения и опубликовал только второй. Если бы Лаландд действительно верил в точность своих наблюдений, в его руках находилось бы бессмертное открытие; если бы он смело заявил: «Я был прав 10 мая, и я был прав 8 мая; я не совершил никакой ошибки ни в один из дней, и объект, который я видел 8 мая, должен был переместиться между этими датами», — тогда он непременно обнаружил бы Уран. Но если бы он так поступил, как же печальной была бы потеря для науки! Обнаружение Урана стало бы тогда лишь случайной наградой для усердного исследователя, а не одним из величайших достижений в самой возвышенной области человеческого разума.

Помимо этого краткого описания открытия Нептуна, у нас мало чего можно сказать об этой далекой планете. Если мы не видим на Уране тех особенностей, которые делают Марс или Венеру, Юпитер или Сатурн столь привлекательными объектами для наблюдения в телескоп, то что же мы можем ожидать найти на Нептуне, который находится вдвое дальше от Солнца, чем Уран? С помощью хорошего телескопа и соответствующего увеличения мы действительно можем увидеть, что у Нептуна есть диск, но на этом диске невозможно различить никаких особенностей. Поэтому мы не в состоянии определить период вращения Нептуна вокруг своей оси, хотя, исходя из общей аналогии с другими планетами, можем быть уверены, что он действительно вращается. Более успешными были попытки измерить диаметр Нептуна — он оказался примерно 35 000 миль, что более чем в четыре раза превышает диаметр Земли. Кажется также, что, как и у Юпитера, и у Сатурна, Нептун окружен обширной атмосферой, наполненной облаками, поскольку средняя плотность этой планеты составляет всего около одной пятой от плотности Земли. Эта огромная планета вращается вокруг Солнца на среднем расстоянии не менее 2 800 миллионов миль, что примерно в тридцать раз больше среднего расстояния от Земли до Солнца. Хотя движение происходит со скоростью более трех миль в секунду, оно настолько длительное, что Нептуну требуется почти 165 лет, чтобы совершить один оборот. С момента его открытия примерно пятьдесят лет назад Нептун преодолел примерно треть своего пути, а с тех пор, как его впервые случайно заметил Лаланд в 1795 году, у него было время пройти лишь три пятых его огромного орбитального пути.

У Нептуна, как и у нашей Земли, есть один спутник; этот крошечный объект был открыт мистером Ласселлом с помощью его двухфутового отражающего телескопа вскоре после того, как сама планета стала известна. Движение спутника Нептуна почти круговое. Его орбита наклонена под углом примерно 35° к эклиптике, и примечательно то, что, как и у спутников Урана, направление его движения противоположно общему направлению движения планеты. Спутник совершает один оборот вокруг Нептуна за период чуть меньше шести дней. Наблюдая за движением этого спутника, мы можем определить массу планеты; таким образом, кажется, что масса Нептуна составляет примерно одну девятнадцатитысячную от массы Солнца.

Планет за Нептуном обнаружено не было, и в настоящее время нет никаких веских оснований полагать в их существовании как визуальных объектов. В главе, посвященной малым планетам, я рассмотрел способы их открытия. Эти тела становятся видимыми благодаря тщательному и долготриваемому сравнению неба с сложными звездными картами. Такие исследования были бы также эффективны для поиска планеты за Нептуном; более того, мы не могли бы придумать лучшего метода для поиска такого тела, если бы оно существовало, чем тот, который в настоящее время постоянно применяется во многих обсерваториях. Усилия тех, кто ищет малые планеты, были щедро вознаграждены: уже сделано сотни открытий. Однако следует отметить, что все эти планеты находятся в одном регионе Солнечной системы. Иногда предполагалось, что со временем могут проявиться возмущения в орбите Нептуна, и что эти возмущения могут привести к открытию еще более удаленной планеты, даже если она настолько далека и тускла, что ускользает от любых телескопических исследований. Однако в настоящее время такие исследования вряд ли могут входить в рамки практической астрономии. Ее движения, без сомнения, изучались очень тщательно, но необходимо, чтобы она пройдла значительную часть своей орбиты, прежде чем можно будет на основании возмущений ее траектории сделать вывод о существовании неизвестной и еще более удаленной планеты.

Таким образом, мы видим, что планетная система ограничена с одной стороны Меркурием, а с другой — Нептуном. Открытие Меркурия стало достижением доисторических времен. Ранний астроном, совершивший это открытие, не имея никаких инструментальных средств и не опираясь на точные теоретические знания, заслуживает нашего искреннего восхищения за свою проницательность и способности без специального обучения. С другой стороны, открытие внешних границ планетной системы заслуживает особого внимания, поскольку оно было основано исключительно на глубоких теоретических знаниях.

Хотя здесь мы завершаем рассказ о планетах и их спутниках, нам еще предстоит добавить две главы, прежде чем мы закончим все, что можно сказать о Солнечной системе. Существует еще один значимый класс тел, которые не являются ни планетами, ни спутниками, но принадлежат Солнцу и вращаются вокруг него.

его в соответствии с законами всемирного тяготения. Этими телами являются кометы, а их несколько более скромные спутники — падающие звезды. В изучении этих объектов мы находим множество интересных вещей, которые мы рассмотрим в следующих главах.

ГЛАВА XVI.
КОМЕТЫ.

Кометы отличаются от планет как по своей природе, так и по способу движения — комета Коджи. Периодические возвращения — закон всемирного тяготения — параболические и эллиптические орбиты — теория, существовавшая до наблюдений. Большинство орбит комет имеют параболическую форму. Усилия Галлея — комета 1682 года — знаменитое прогнозирование Галлея. Замедление движения кометы из-за внешних воздействий. Последовательные возвращения кометы Галлея. Комета Энке — влияние внешних факторов на её орбиту. Притяжение Меркурия и Юпитера. Как устанавливается идентичность кометы. Как определить массу Меркурия. Расстояние от Земли до Солнца, определённое с помощью кометы Энке. Среда, вызывающая возмущения в движении кометы. Значимые кометы. Спектр кометы. Прохождение кометы между Землёй и звёздами. Можно ли определить массу кометы? Доказательства небольшой массы кометы, полученные на основе теории возмущений. Хвост кометы — его изменения. Мнения относительно природы хвоста кометы. Наличие углерода в кометах. Происхождение периодических комет.

В предыдущих главах, посвящённых Солнцу и Луне, планетам и их спутникам, мы видели, что все рассматриваемые нами небесные тела имели почти сферическую форму, причём многие из них, несомненно, состояли из твёрдых веществ. Все эти объекты обладают плотностью, которая, даже если в некоторых случаях она значительно меньше плотности Земли, всё равно в сотни раз превышает плотность чисто газообразных материалов. Однако теперь мы переходим к рассмотрению класса объектов с совершенно иными характеристиками. Нам больше не приходится иметь дело с сферическими объектами с значительной массой. Кометы имеют совершенно неправильную форму; во всяком случае, они в основном состоят из чрезвычайно тонких материалов, а их масса настолько мала, что существующие методы не позволяют её измерить. Кометы отличаются не только по своему составу от планет или других более твёрдых тел нашей системы, но и их движение сильно отличается от порядочного возвращения планет в определённые сроки. Кометы иногда появляются с почти поразительной неожиданностью; они быстро увеличиваются в размерах до такой степени, что в суеверные времена это вызывало крайний ужас; затем они исчезают и во многих случаях больше не возвращаются. Современная наука, безусловно, разрешила многие загадки, окружавшие кометы. Их движение теперь в значительной степени объяснено, и было добавлено некоторое количество информации о их природе, хотя нам ещё предстоит…

Нужно признать, что то, что нам известно, составляет лишь очень малую долю от того, что остается неизвестным.

Позвольте сначала в общих чертах описать природу кометы, насколько её структура может быть раскрыта с помощью мощного рефракционного телескопа. На иллюстрации XII показаны два интересных рисунка, сделанных в Обсерватории Гарвардского колледжа крупной кометой 1874 года, названной в честь её открывателя Когги.

Здесь мы видим головку кометы, в которой самым ярким пунктом является так называемый ядро; материал в ядре, по-видимому, гораздо более плотный, чем в других частях кометы. Вокруг ядра находятся определенные слои светящегося материала — кома, или головка кометы; диаметр комы составляет от 20 000 до 1 000 000 миль, от неё, по-видимому, и исходит хвост. Эту картину можно считать типичной для объектов этого класса, однако структуры различных комет почти бесчисленны. В некоторых случаях ядро отсутствует; в других — хвост. Хвост, безусловно, является заметной особенностью тех крупных комет, которые привлекают всеобщее внимание; но у небольших комет, которые обычно наблюдаются ежегодно, эта особенность обычно отсутствует. Кометы не только имеют большое разнообразие во внешнем виде, но даже внешний вид одного и того же объекта может сильно меняться. Иногда комета значительно увеличивается в размерах; иногда — уменьшается; иногда у неё бывает большой хвост, а иногда его вообще нет. Измерения размеров кометы практически бесполезны; они могут стать неточными даже за те несколько часов, что комета наблюдается за ночь. Фактически, невозможно идентифицировать комету по какому-либо описанию её внешнего вида. Однако вопрос об идентичности кометы часто имеет огромное значение. Нам необходимо найти способы её определения, полностью независимые от того, как она выглядит.

Сейчас уже хорошо известно, что несколько из этих тел возвращаются периодически. После того как комета была невидима в течение определенного числа лет, она снова появляется и снова уходит в космос, чтобы совершить ещё один оборот.

Возникает вопрос: как же нам распознать комету, когда она действительно вернётся? Личные характеристики, такие как её размер или яркость, наличие или отсутствие хвоста, его большой размер или малый размер, являются временными признаками, не имеющими значения для такой цели. Однако, к счастью, закон эллиптического движения, установленный Кеплером, позволяет с абсолютной точностью определить идентичность кометы.

После того как Ньютон открыл закон гравитации и сумел доказать, что эллиптические траектории планет вокруг Солнца являются неизбежным следствием этого закона, он естественным образом захотел применить тот же подход для объяснения движения комет. И здесь он снова добился поразительного успеха, проиллюстрировав свою теорию полным объяснением движения той замечательной кометы, которая была видна с декабря 1680 года по март 1681 года.

Рис. 69. — Параболическая траектория кометы.

Существует определенная красивая кривая, известная геометрам под названием парабола. Ее форма показана на прилегающем рисунке; это кривая линия, которая изгибается в сторону и вокруг определенной точки, называемой фокусом. Здесь нет необходимости упоминать геометрические свойства этой кривой; их следует искать в трудах по математике. Здесь достаточно лишь указать на связь, существующую между параболой и эллипсом. В предыдущей главе мы объяснили способ построения последней кривой и показали, что у нее есть два фокуса. Предположим, что была нарисована серия эллипсов, каждый из которых имеет большее расстояние между фокусами, чем предыдущий. Представим, что этот процесс продолжается до тех пор, пока расстояние между фокусами не станет чрезвычайно великим по сравнению с расстоянием от каждого фокуса до кривой; тогда каждый конец этого длинного эллипса практически будет иметь ту же форму, что и парабола. Таким образом, кривую, показанную на рис. 69, можно рассматривать как один конец эллипса, другой конец которого находится на бесконечно большом расстоянии. В 1681 году Дёрфель, священник из Саксонии, доказал, что недавно наблюдаемая большая комета двигалась по параболе, фокусом которой являлось Солнце. Ньютон показал, что закон всемирного тяготения позволяет телу двигаться по эллипсу именно такого экстремального типа, как и по эллипсу более обычных пропорций. Объект, вращающийся по параболической орбите вокруг Солнца, находящегося в фокусе, постепенно приближается к Солнцу, огибает это великое светило, а затем начинает удаляться. Существует необходимое различие между параболическим и эллиптическим движением. В последнем случае тело, отойдя на определенное расстояние, повернется и снова начнет двигаться к Солнцу; фактически оно должно совершать периодические обороты по своей орбите, как это делают планеты. Но в случае настоящей параболы тело никогда не может вернуться; для этого ему пришлось бы преодолеть бесконечно большое расстояние до фокуса, и поскольку он находится в бесконечности, к нему невозможно добраться, кроме как со временем, равным бесконечности.

Характеристику движения по параболе можно описать следующим образом. Тело постепенно приближается к фокусу из...

С одной стороны — бесконечно далекое расстояние, а после прохождения вокруг фокуса орбита постепенно удаляется до бесконечно далекого расстояния с другой стороны, так и не возвращаясь обратно. Когда Ньютон понял, что движение такого типа может возникать в результате действия закона всемирного тяготения, у него сразу же возникла мысль (независимо от открытия Дёрфеля, о котором он не знал), что с его помощью можно объяснить движение комет. Он знал, что кометы должны находиться под действием притяжения Солнца; он видел, что обычный путь кометы заключается в том, чтобы внезапно появиться, облететь Солнце и затем уйти, больше никогда не возвращаясь. Было ли это действительно движением по параболе? К счастью, у него были в распоряжении данные для проверки этой важной гипотезы. Он мог воспользоваться известными данными о движении кометы 1680 года, а также наблюдениями за несколькими другими объектами подобного рода, собранными благодаря усилиям астрономов. Своей обычной проницательностью Ньютон разработал метод, с помощью которого на основе известных фактов можно было определить траекторию движения кометы. Он выяснил, что эта траектория является параболой, а скорость кометы определяется законом, согласно которому прямая линия от Солнца до кометы охватывает равные площади за равные промежутки времени. Это стало ещё одним подтверждением закона всемирного тяготения. В данном случае теория, по сути, опередила самые точные расчеты. Кеплер на основе наблюдений установил, что траектории планет являются эллипсами, а Ньютон показал, как этот факт является следствием закона тяготения. Но в случае комет их крайне непредсказуемые орбиты никогда ранее не приводились к геометрической форме, пока теория Ньютона не показала, что они имеют параболическую форму; затем он обратился к наблюдениям для подтверждения предсказаний своей теории.

ЛИСТ XII.

Комета Коджии.
(Замечена 10 июня и 9 июля 1874 года.)

Подавляющее большинство комет движутся по орбитам, которые практически не отличаются от парабол; любое тело, движущееся по такой орбите, может быть видно лишь один раз. Теория гравитации, хотя и допускает возможность параболической орбиты для кометы, не утверждает, что путь кометы обязательно должен быть именно таким. Мы уже отмечали, что парабола представляет собой лишь крайний тип эллипса; комета могла бы двигаться по любой эллиптической траектории, при условии, что Солнце находилось бы в фокусе и комета соблюдала бы закон пройдения равных площадей за равные промежутки времени. Если тело движется по эллиптической траектории, оно снова вернётся к Солнцу, и тем самым мы будем свидетелями периодических посещений одного и того же объекта.

Это открыло перед астрономами интересную область исследований. Не прошло и долгого времени, как была открыта периодическая комета, которая впечатляющим образом подтвердила правильность только что высказанной предпосылки. Имя знаменитого астронома Галле, пожалуй, наиболее известно благодаря великой комете, периодичность появления которой была определена с его помощью. Узнав из новтоновской теории о возможности движения кометы по эллиптической орбите, Галле начал очень трудоёмкие исследования: он собрал из различных записей о наблюдаемых кометах все достоверные сведения, которые только можно было получить, и таким образом сумел с достаточной точностью определить характер траекторий примерно двадцати четырёх крупных комет. Одной из них было великое тело 1682 года, которое сам Галле наблюдал и траекторию движения которого рассчитал согласно принципам Ньютона. Затем Галле начал исследовать, могла ли эта комета 1682 года посещать нашу систему в какую-либо предыдущую эпоху. Чтобы ответить на этот вопрос, он обратился к списку задокументированных комет, который так тщательно составил, и обнаружил, что его комета очень сильно похожа, как по внешнему виду, так и по орбите, на комету, наблюдаемую в 1607 году, а также на другую, наблюдаемую в 1531 году. Могут ли эти три тела быть идентичными? Достаточно было предположить, что комета, вместо

установил, что комета не вращается по параболической орбите, а на самом деле движется по чрезвычайно вытянутой эллипсе, причем за один оборот ей требуется примерно семьдесят пять–семьдесят шесть лет. Он подверг эту гипотезу всем возможным проверкам; он обнаружил, что орбиты, определённые при каждом из трёх наблюдений, были настолько похожи друг на друга, что совпадение было бы чисто случайным с большой вероятностью. Поэтому он решил подвергнуть свою теорию самой строгой проверке, известной в астрономии. Он осмелился сделать прогноз, который будущие поколения смогут проверить. Если период обращения кометы составлял семьдесят пять или семьдесят шесть лет, как указывали предыдущие наблюдения, то Халли предположил, что, если ей ничто не будет мешать, она должна вернуться в 1757 или 1758 году. Однако он указал на некоторые факторы, способные повлиять на время её возвращения, и эти факторы были достаточно сильными, чтобы существенно изменить сроки. Комета в своём пути проходит рядом с орбитой Юпитера и подвергается сильным возмущениям со стороны этой мощной планеты. Халли пришёл к выводу, что ожидаемое возвращение может быть отложено до конца 1758 или начала 1759 года.

Этот прогноз стал знаменательным событием в истории астрономии, поскольку это была первая попытка предсказать появление одного из тех таинственных небесных тел, посещения которых, казалось, не подчинялись никаким законам, и которые обычно считались знаками ужасных событий. Халли понимал важность своего открытия. Он знал, что его земная жизнь закончится задолго до того, как комета завершит свой оборот; и, используя почти трогательные слова, великий астроном писал: «Поэтому, если она вернётся согласно нашему прогнозу примерно в 1758 году, беспристрастные потомки не откажутся признать, что её впервые открыл англичанин».

По мере приближения времени ожидаемого события оно вызывало огромный интерес среди астрономов. Выдающийся математик Клеро взялся заново, с помощью усовершенствованных методов, рассчитать влияние притяжения планет на комету. Его анализ возмущений показал, что Сатурн задержит движение кометы на 100 дней, а Юпитер — на 518 дней. Он

Это придало прогнозу Халле дополнительную точность, и в конце концов был сделан вывод, что эта комета достигнет перигелия, то есть точки своей орбиты, наиболее близкой к Солнцу, примерно в середине апреля 1759 года. Мудрый астроном (который, следует помнить, жил задолго до открытия Урана и Нептуна) добавил, что по мере удаляющегося движения этого тела оно может подвергаться воздействию факторов, о которых мы не знаем, или даже возмущению со стороны какой-либо планеты, слишком далекой, чтобы её можно было заметить. Поэтому он ограничил свой прогноз заявлением о том, что из-за этих неизвестных возможностей его расчеты могут быть ошибочными примерно на месяц в ту или иную сторону. Клеро представил это значимое сообщение Академии наук 14 ноября 1758 года. Внимание астрономов сразу же привлекло желание выяснить, собирается ли посетитель, последний раз появившийся 76 лет назад, вернуться. Ночь за ночью небо тщательно осматривалось. В Рождество 1758 года комета была впервые обнаружена, а проход через точку наибольшего приближения к Солнцу состоялся около полуночи 12 марта — всего за месяц раньше, чем указывал Клеро, но все же в пределах допустимой по его оценкам погрешности.

Подтверждение этого прогноза стало еще одним доказательством теории гравитации. С тех пор комета Халле снова появилась в 1835 году в условиях, довольно похожих на описанные выше. Дальнейшие исторические исследования также позволили связать комету Халле с многочисленными замечательными появлениями комет в прошлом. Было даже показано, что великолепное явление, наблюдавшееся за одиннадцать лет до начала христианской эры, было всего лишь кометой Халле во время одного из её предыдущих возвращений. Среди самых известных появлений этого тела — появление в 1066 году, когда оно привлекло всеобщее внимание. Изображение кометы в этот раз является интересной деталью на Гобелене из Байё. Следующее возвращение кометы Халле ожидается примерно в 1910 году.

В настоящее время известно несколько комет, которые движутся по эллиптическим орбитам и поэтому можно назвать периодическими. Эти объекты в основном наблюдаются с помощью телескопов, что резко контрастирует с великолепной кометой Халле. У большинства других периодических комет периоды гораздо короче, чем у

Халлей. Среди этих объектов, безусловно, наиболее известной является комета Энке, которая заслуживает нашего пристального внимания.

Объект, о котором идет речь, имеет весьма примечательную историю: за время своего существования он служил множеством примеров для иллюстрации закона всемирного тяготения. Мы здесь не рассматриваем обычный, предсказуемый ход движения планеты. Планета в основном подчиняется действию гравитации Солнца; кроме того, на нее в некоторой степени влияет притяжение других планет. Математики уже давно привыкли предсказывать движение этих тел с помощью точных расчетов. Они знают, как примерно определяется положение планеты под действием притяжения Солнца, а также могут учитывать различные корректировки, которые это положение может претерпеть из-за воздействия других планет. Способность планет вызывать возмущения значительно возрастает, когда возмущаемое тело движется по эксцентрической траектории кометы. Часто бывает, что траектория такого тела сильно приближается к орбите планеты, так что комета может проноситься мимо самой планеты, даже если оба тела не сталкиваются друг с другом. В таких случаях возмущающий эффект значительно усиливается; поэтому мы обращаемся к кометам, когда хотим проиллюстрировать теорию планетарных возмущений на конкретном примере.

Решив выбрать комету, возникает следующий вопрос: какую именно комету? Здесь нет места для колебаний. Те великолепные кометы, которые появляются так непредсказуемо, можно сразу исключить — это посетители, приходящие, по-видимому, в первый раз, и уходящие без явных признаков того, что человечество сможет увидеть их снова. Комета такого типа движется по параболической траектории, совершает один оборот вокруг Солнца, а затем уходит обратно в космос, откуда пришла. Мы не можем полностью изучить влияние возмущений на комету, пока не будем наблюдать за ее возвращениями к Солнцу. Поэтому наш выбор ограничивается относительно небольшой группой объектов, известных как периодические кометы; среди всей этой группы мы выбираем наиболее подходящую для наших целей. Это та самая комета, которая обычно называется кометой Энке — хотя Энке и не был ее открывателем, именно его расчеты…

Этот комета обязана своей славой именно этим исследованиям. Исследования, проведенные недавно, сделали этот объект более пригодным для наших целей.

В 1818 году комету открыл трудолюбивый астроном Понс в Марселе. Не стоит думать, что это тело создавало впечатляющее зрелище. Это был небольшой объект, видимый только в телескоп, не отличающийся по своим характеристикам от тех тусклых туманностей, которые многочисленны на небе. Однако комету легко отличить от туманности по её движению относительно звезд, в то время как туманность остается неподвижной на протяжении веков. Положение этой кометы было определено её первооткрывателем, а также другими астрономами. Энке на основании наблюдений выяснил, что комета возвращается к Солнцу раз в три года с небольшим. Это было поразительное открытие. В то время не было обнаружено никаких других комет с коротким периодом обращения, поэтому это новое тело в Солнечной системе вызвало огромный интерес. Сразу же возник вопрос: не могла ли эта комета, вращающаяся так часто, быть замечена во время предыдущих возвращений. Исторические записи о появлениях комет насчитывают сотни, и как среди них выбрать те объекты, которые соответствуют комете, открытой Понсом?

Рис. 70. — Орбита кометы Энке.

Мы можем сразу же отказаться от любых надежд на идентификацию этого объекта по его изображениям, но, к счастью, существует одна характеристика кометы, которую мы можем использовать для её определения, и которую не могут изменить или скрыть никакие колебания её структуры. Траектория, по которой тело движется в пространстве, не зависит от изменений в его структуре. Форма этой траектории и её положение полностью определяются другими телами Солнечной системы, которые играют ключевую роль в теории кометы Энке. На рис. 70 показаны орбиты трех планет. Они выбраны в таких пропорциях, чтобы самая внутренняя соответствовала орбите Меркурия, следующая — орбите Земли, а самая внешняя — орбите Юпитера. Помимо этих трех планет, на рисунке видна гораздо более эллиптическая траектория, представляющая собой орбиту кометы Энке, проектированную на плоскость движения Земли.

Солнце находится в фокусе эллипса. Комета вынуждена вращаться по этой траектории под действием притяжения Солнца, и ей требуется немного больше трех лет, чтобы совершить один полный оборот. В перигелии она проходит близко к Солнцу, в точке, расположенной внутри орбиты Меркурия, а на самом большом расстоянии приближается к орбите Юпитера. Эта эллиптическая орбита в основном определяется притяжением Солнца. Независимо от того, весила ли комета унцию, тонну, тысячу тонн или миллион тонн, и независимо от того, имела ли она диаметр в несколько миль или тысячи миль, её орбита оставалась бы прежней. Именно по форме этого эллипса, его фактическому размеру и положению мы и определяем комету. Её наблюдали в 1786, 1795 и 1805 годах, но тогда не замечалось, что траектория кометы отклоняется от параболы.

Комета Энке обычно настолько тускла, что даже самый мощный телескоп в мире не сможет показать её следа. После одного из своих периодических визитов комета удаляется до самой внешней точки своей орбиты, затем поворачивает и снова приближается к Солнцу. Кажется, что она оживляется под действием солнечных лучей и начинает расширяться под их благотворным воздействием. Перемещаясь по этой части своей орбиты, комета уменьшает расстояние до Земли. Её сияние ежедневно усиливается, пока, отчасти из-за собственного увеличения яркости, а отчасти из-за уменьшения расстояния до Земли, она не попадает в зону видимости наших телескопов. Мы можем в целом предсказать, когда это произойдёт, и определить, в какую точку неба нужно направить телескоп, чтобы увидеть комету при её следующем возвращении в перигелий. Комета не может избежать внимания математика. Он может сказать, когда и где будет находиться комета, но никто не может сказать, какой она будет.

Если бы все остальные тела Солнечной системы были удалены, траектория кометы Энке должна была бы вечно следовать по той же эллипсе с абсолютной регулярностью. Главный интерес для наших целей заключается не в регулярности её траектории, а в нарушениях регулярности, вызванных присутствием других тел Солнечной системы. Давайте, например, проследим движение кометы во время её прохождения через перигелий, в котором

Орбита кометы находится рядом с орбитой планеты Меркурий. Обычно в момент прохождения кометы Меркурий находится в дальней части своей орбиты, и тогда его влияние является относительно незначительным. Однако иногда бывает так, что планета и комета приближаются друг к другу. Один из самых интересных примеров такого близкого сближения с Меркурием произошел 22 ноября 1848 года. В тот день комета и планета были разделены расстоянием, равным примерно одной тридцатой земного расстояния до Солнца, то есть около 3 000 000 миль. В нескольких других случаях расстояние между кометой Энке и Меркурием составляло менее 10 000 000 миль — что по сравнению с размерами нашей Солнечной системы является незначительной величиной. Такие близкие сближения сопряжены с серьезными последствиями для движения кометы. Хотя Меркурий и является небольшим телом, он все же обладает достаточной массой. Он постоянно притягивает комету, но сила этого притяжения значительно усиливается, когда комета во время своего движения приближается к планете. Это притяжение заставляет комету отклоняться от своей орбиты и вызывает определенные изменения в ее скорости. По мере удаляться кометы, воздействие Меркурия быстро ослабевает и вскоре становится незаметным. Но время не может стереть из орбиты кометы те изменения, которые на самом деле были вызваны воздействием Меркурия. Измененная орбита отличается от той эллиптической орбиты, которую комета бы занимала, если бы ее форму определяло только влияние Солнца. Мы можем рассчитать движение кометы, определяемое влиянием Солнца. Мы также можем рассчитать эффекты, возникающие в результате воздействия Меркурия, при условии, что мы знаем массу последнего.

Хотя Меркурий является одной из самых маленьких планет, возможно, он представляет наибольшие трудности для астрономов. Он находится так близко к Солнцу, что по сравнению с другими крупными планетами виден лишь редко. Его орбита очень эксцентрична, и он подвергается воздействию притяжения других тел, механизмы которого до сих пор не до конца поняты. Особые трудности возникают также при попытке определить массу Меркурия. Мы можем измерить массу всей Земли, Солнца, Луны, а также Юпитера и других планет, но Меркурий создает особые сложности. Ле Верье,

Однако ему удалось разработать метод его взвешивания. Он показал, что нашу Землю притягивает эта планета, и объяснил, как можно определить степень этого притяжения по наблюдениям за Солнцем; на основе анализа этих наблюдений он сделал приблизительную оценку массы Меркурия. Результаты Леверье показали, что масса этой планеты составляет примерно четырнадцатую часть массы Земли. Другими словами, если бы нашу Землю поместить на весы, а в другую чашу положить четырнадцать шаров, каждый из которых равен по массе Меркурию, чашки остались бы в равновесии. Этот результат необходимо было воспринимать с большой осторожностью: он зависел от тонкой интерпретации довольно неопределенных измерений. Его можно было считать лишь предварительным, который следовало отбросить, когда будет получен более точный результат.

Приближение кометы Энке к Меркурию, а также тщательные исследования фон Астена и Баклунда, в ходе которых анализировались наблюдения за этим объектом, пролили много света на эту проблему; однако из-за особенности движения этой кометы, о которой мы скоро упомянем, трудности в проведении исследований огромны. Последний результат Баклунда гласит, что Солнце в 9 700 000 раз тяжелее Меркурия, и он считает, что этот результат заслуживает большого доверия. Между этим результатом (согласно которому масса Земли примерно в тридцать раз превышает массу Меркурия) и результатом Леверье существует значительная разница; с другой стороны, Хердтль, исходя из движения периодической кометы Виннеке, нашел значение массы Меркурия, которое не сильно отличается от значения Леверье. Тем не менее Меркурий — единственная планета, масса которой вызывает серьезные сомнения, но это не должно заставлять нас сомневаться в точности этого сложного прибора для измерения массы. Посмотрите на орбиту Юпитера, к которой комета Энке так близко подходит при удаляющемся от Солнца движении. Иногда Юпитер и комета оказываются в очень близком расстоянии друг от друга, и тогда могущественная планета серьезно нарушает гибкую орбиту кометы. Траектория последней несет явные следы воздействия Юпитера, а также Меркурия. Казалось бы, различить влияние этих двух планет невозможно, поскольку оба они оказывают значительное воздействие на комету.

Абсолютный контроль над Солнцем — вещь сложная, но средства математического анализа достаточны для решения этой проблемы. Они позволяют определить, какая доля приходится на Меркурий, а какая — на Юпитер; таким образом, движение кометы Энке может помочь выяснить массу как Юпитера, так и Меркурия. Здесь у нас появляется способ проверки точности наших весовых приборов. Массу Юпитера можно измерить с помощью его спутников, как было описано в предыдущей главе. Поскольку спутники вращаются вокруг планеты, это позволяет определить её массу по скорости их движения. Они показывают, что если бы Солнце поместили на одну чашу небесных весов, то для того, чтобы противовес его уравновесил, потребовалось бы 1 047 тел, равных по массе Юпитеру. К этому значению почти не прилагается никаких неопределенностей, поэтому очень интересно проверить теорию кометы Энке, чтобы узнать, дает ли она согласующиеся результаты. Сравнение было проведено фон Астеном. Комета Энке показывает, что Солнце в 1 050 раз тяжелее Юпитера; следовательно, результаты практически идентичны, и точность данных, полученных с помощью кометы, подтверждается. Однако расчет возмущений, вызванных кометой Энке, настолько сложен, что результаты Астена не имеют большой ценности. Исследуя движение периодической кометы Виннеке, Хердтль выяснил, что Солнце в 1 047,17 раз тяжелее Юпитера, что полностью согласуется с лучшими результатами, полученными на основе воздействия Юпитера на его спутники и другие планеты.

До сих пор мы рассматривали движение кометы Энке в случаях, когда оно проливает свет на вопросы, которые в противном случае были бы для нас более-менее известны. Теперь мы подходим к знаменитой проблеме, в которой комета Энке является нашим единственным источником информации. Каждые 1 210 дней комета полностью обращается вокруг своей орбиты и возвращается в близость Солнца. Однако её движение довольно нерегулярно. Мы уже объяснили, как возникают возмущения от Меркурия и Юпитера. Дополнительные возмущения происходят под действием притяжения Земли и других оставшихся планет; но все эти факторы можно учесть, и тогда, если закон всемирного тяготения верен во всех случаях, мы можем ожидать, что комета будет следовать расчетам математики. Комета Энке не подтвердила этого.

Ожидание: с каждым оборотом период становится всё короче! Каждый раз, когда комета возвращается к перигелию, это происходит на два с половиной часа раньше, чем в предыдущий раз. Два с половиной часа, безусловно, — это небольшой промежуток времени по сравнению с временем одного полного оборота; однако в той части её орбиты, которая видна нам, комета движется настолько быстро, что за два с половиной часа она преодолевает значительное расстояние. Эту нечёткость нельзя игнорировать, поскольку она подтверждается данными, полученными за примерно двадцать оборотов. Иногда считалось, что эти отклонения могут быть связаны с какими-то планетарными возмущениями, которые учтены не полностью или вообще не учтены. Однако тщательный анализ, проведённый фон Астеном и Баклундом, опроверг этое объяснение. Они детально изучили наблюдения до 1891 года, но лишь для того, чтобы подтвердить реальность сокращения периода обращения кометы Энке.

Объяснение этих нечёткостей было предложено ещё давно Энке. Давайте кратко попробуем описать эту запоминающуюся гипотезу. Когда мы говорим, что тело движется по эллиптической траектории вокруг Солнца под действием гравитации, всегда предполагается, что у тела есть свободное движение в пространстве. Предполагается, что нет трения, воздуха или других источников помех. Но что, если это предположение неверно? Что, если в самом деле существует какая-то среда, заполняющая пространство и оказывающая сопротивление комете так же, как воздух препятствует полёту пули, то какое воздействие должна оказывать такая среда? Именно эту идею выдвинул Энке. Даже если большая часть пространства совершенно пуста, так что траектория тонкой, почти невесомой кометы не может ощущать сопротивления, тем не менее вблизи Солнца предполагалось, что может существовать какая-то чрезвычайно тонкая среда, способная повлиять на столь лёгкое тело. Можно доказать, что сопротивляющаяся среда, какую мы себе представляем, уменьшит размер траектории кометы и сократит период её обращения. Однако эта гипотеза теперь отвергнута. Всегда казалось странным, что ни одна другая комета не показывала никаких признаков замедления под действием предполагаемой сопротивляющейся среды. Но исследования Баклунда теперь бесспорно доказали, что ускорение движения…

Комета Энке не является постоянной по своим характеристикам, и её движение невозможно объяснить с помощью предположения о наличии среды, оказывающей сопротивление вокруг Солнца, независимо от того, как мы представляем себе состав этой среды в зависимости от расстояния от Солнца. Бэклунд обнаружил, что ускорение кометы оставалось довольно постоянным с 1819 по 1858 год; затем оно начало снижаться между 1858 и 1862 годами и продолжало уменьшаться до периода между 1868 и 1871 годами, после чего снова стало довольно постоянным. Он считает, что ускорение может возникать только в результате периодических столкновений кометы с роем метеоров, и если бы мы могли наблюдать комету в течение большей части её орбиты, мы бы смогли определить место, где происходят эти столкновения.

Мы выбрали кометы Галлея и Энке в качестве примеров класса периодических комет; на самом деле они являются его наиболее заметными представителями. Ещё одной очень заметной периодической кометой является комета Биелы, о которой мы расскажем подробнее в следующей главе. Что касается гораздо более многочисленного класса непериодических комет, то можно привести множество примеров. Мы упомянем несколько из тех, которые появлялись в настоящем веке. В первую очередь это великолепная комета 1843 года, которая внезапно появилась в феврале того года и была настолько яркой, что её можно было видеть даже при полном дне. Эта комета следовала траекторией, которую невозможно было точно отличить от параболы, хотя нет сомнений, что это могла быть очень вытянутая эллипса. Часто бывает невозможно разрешить подобные вопросы из-за краткого времени, имеющегося для определения местоположения кометы. Мы можем видеть объект лишь на очень малом участке его орбиты, и даже тогда это не очень чётко определённая точка, которую можно было бы измерить с такой точностью, какая достигается при наблюдении за звездой или планетой. Однако комета 1843 года особенно примечательна из-за огромной скорости её движения и близкого приближения к Солнцу. Тепло, которому она подвергалась во время обращения вокруг Солнца, должно было быть намного больше, чем тепло, которое можно получить в наших самых мощных печах. Если бы материалы, из которых состояла комета, были агатом или корнелианом, или самыми твёрдыми веществами…

На Земле они бы уже слились и превратились в пар под действием интенсивных солнечных лучей.

Великий комет 1858 года стал одним из самых замечательных небесных явлений нового времени. Впервые его обнаружил 2 июня того же года Донати; комета позже была названа в его честь. Сначала это была лишь слабо видимая туманная точка, и в течение примерно трех месяцев она двигалась по небу, не показывая никаких признаков того великолепия, которое вскоре должно было проявиться. К концу августа комета едва стала видна невооружённым глазом и имела лишь очень короткий хвост. Однако по мере того, как в сентябре она всё ближе подходила к Солнцу, она быстро обрела великолепие. Быстро вырос хвост огромных размеров, и к середине октября, когда достигалась максимальная яркость, его длина составляла сорок градусов. Красота и интерес этой кометы значительно усиливались благодаря её благоприятному положению на небе в сезон, когда ночи были достаточно тёмными.

22 мая 1881 года мистер Теббут из Уиндзора, штат Новый Южный Уэльс, открыл комету, которая быстро превратилась в один из самых интересных небесных объектов, виденных в наше поколение. Примерно 22 июня она стала видна в северном небе на этих широтах в полночь. Постепенно она поднималась всё выше и выше, пока не прошла мимо полюса. Ядро кометы светилось так же ярко, как звезда первой величины, а её хвост имел длину около 20°. 2 сентября она перестала быть видимой невооружённым глазом, но оставалась видимой в телескопах до следующего февраля. Это была первая комета, которую удалось успешно сфотографировать. Следует отметить, что кометы обладают очень малой активной силой. По оценкам, интенсивность лунного света в 300 000 раз превышает интенсивность света кометы для целей фотографии.

Ещё одним объектом этого класса, привлекшим большое и заслуженное внимание, была комета, открытая в южном полушарии в начале сентября 1882 года. Её яркость настолько возросла, что 17 числа того месяца мистер Коммон смог увидеть её даже днём, а в тот же день

Астрономы на Мысе Доброй Надежды имели счастье наблюдать, как комета приближается к краю Солнца, где она переставала быть видимой. Мы знаем, что комета должна была пройти между Землей и Солнцем, и очень интересно узнать от наблюдателей с Мыса, что она была полностью невидима в тот момент, когда находилась прямо на диске Солнца. На следующий день она снова стала видима невооруженным глазом в ясный день, недалеко от Солнца, а в Дунехте и Палермо были проведены ценные спектроскопические наблюдения. В то время комета проходила через ту часть своей орбиты, которая находится ближе всего к Солнцу, а примерно через неделю она снова стала видима утром, перед рассветом, близко к восточному горизонту, с длинным хвостом. (См. иллюстрацию XVII.) Ядро кометы постепенно удлинялось, пока не разделилось на четыре отдельных фрагмента, расположившихся в одной прямой линии; головка кометы же оказалась окруженной своего рода тусклым, туманностного вида трубчатым образованием, направленным к Солнцу. Также стали видны несколько небольших отдельных туманностных образований, которые двигались вместе с кометой, хотя и не с такой скоростью. В феврале комета стала невидимой невооруженным глазом, а в последний раз её наблюдали с помощью телескопа в Южной Америке 1 июня 1883 года.

Существует поразительное сходство между орбитой этой кометы и орбитами кометы 1668 года, великой кометы 1843 года и великой кометы, замеченной в 1880 году в южном полушарии. Фактически эти четыре кометы двигались по практически одной и той же траектории и проходили вокруг Солнца на расстоянии нескольких сотен тысяч миль от поверхности фотосферы. Возможно также, что комета, по словам Аристотеля, появившаяся в 372 году до н.э., следовала той же орбите. Однако мы не можем предполагать, что все это были проявления одной и той же кометы, поскольку наблюдения за кометой 1882 года показывают, что период её обращения составляет примерно 772 года. Вполне возможно, что кометы 1843 и 1880 годов — это одна и та же комета, но в оба года наблюдения продолжались слишком короткое время, чтобы можно было определить, была ли орбита параболой или эллипсом. Но поскольку комета 1882 года была отдельным объектом, более вероятно, что речь идет о семействе комет, приближающихся к Солнцу из одного и того же участка космоса и движущихся по практически одинаковым траекториям.

Тот же орбитальный путь. Мы знаем ещё несколько примеров подобного сходства между орбитами разных комет.

Среди других интересных комет, наблюдавшихся в течение последних лет, можно упомянуть ту, которую обнаружил господин Холмс в Лондоне 6 ноября 1892 года. В то время она находилась недалеко от яркой туманности в созвездии Андромеды и, как и та, была едва видна невооруженным глазом. Комета постепенно становилась все более тусклой и размытой, но 16 января следующего года она вновь появилась с центральной конденсацией, напоминающей звезду восьмой величины, окруженную небольшим комой. Постепенно она снова расширилась и стала тусклеть, пока в последний раз не была наблюдена 6 апреля.[32] Было установлено, что её орбита представляет собой эллипс, более похожий на круг, чем орбита любой другой известной кометы; период обращения составляет почти семь лет. Другая комета 1892 года примечательна тем, что была обнаружена профессором Барнардом из обсерватории Лик на фотографии области в созвездии Орла; он сразу смог отличить комету от туманности по её движению.

С 1864 года свет каждой появившейся кометы анализировался с помощью спектроскопа. Небольшая поверхностная яркость этих тел требует довольно широкого разрешения щели спектроскопа, а используемая дисперсия не может быть слишком велика, что также затрудняет точные измерения. Спектр кометы характеризуется прежде всего тремя яркими полосами, которые постепенно тускнеют в направлении фиолетового цвета и имеют четкие контуры в красном направлении. Это явление обусловлено большим количеством тонких и близко расположенных линий; их интенсивность и расстояние друг от друга уменьшаются по мере движения в сторону фиолетового цвета. Эти три полосы свидетельствуют о наличии углеводородов в кометах.

Важная роль углерода в составе комет особенно поразительна, если учесть его значение на Земле. Мы видим его как основной компонент всей растительной жизни; он также неизменно присутствует в животной жизни. Интересно, что этот элемент, имеющий столь огромное значение на Земле, теперь был обнаружен и в этих странствующих телах. Углеводороды

Однако полосы не всегда являются единственными видимыми признаками в спектрах комет. При наблюдении кометы в весенние месяцы 1882 года профессор Копеланд обнаружил, что вдруг появилась новая яркая желтая линия, совпадающая по положению с линией D натрия; позже он и другие наблюдатели увидели, что эта линия имеет двойную структуру. На самом деле натрий был настолько выражен в этой комете, что как голову, так и хвост кометы можно было отчетливо рассмотреть в свете натрия, просто широко открыв щель спектроскопа — точно так же, как солнечные выпуклости можно увидеть в свете водорода. Яркость линии натрия достигала максимума в тот момент, когда комета находилась ближе всего к Солнцу, тогда как углеводородные полосы были либо невидимы, либо очень тусклы. Та же зависимость между интенсивностью линии натрия и расстоянием от Солнца была замечена и при наблюдении великой кометы сентября 1882 года.

Спектр великой кометы 1882 года был изучен Копеландом и Лохзе 18 сентября днем; помимо линии натрия они обнаружили ряд других ярких линий, которые, по-видимому, были вызваны паром железа; также была видна единственная линия марганца, доступная для наблюдения при температуре, характерной для горелки Бунзена. Это чрезвычайно значимое наблюдение было сделано менее чем через день после прохождения кометы перигелия и иллюстрирует поразительную активность внутри кометы, когда она находится очень близко к Солнцу.

ЛИСТ XVII.

Комета 1882 года,
видимая из Стритхэма 4 ноября в 4 часа утра.
По рисунку Т.Э. Ки.

Помимо ярких линий, кометы обычно имеют тусклый непрерывный спектр, в котором иногда можно различить темные линии Фраунгофера. Разумеется, это указывает на то, что непрерывный спектр в значительной степени обусловлен отраженным солнечным светом, но нет сомнений, что часть его происходит от света, возникающего непосредственно в самой комете. Так было, безусловно, и с первой кометой 1884 года: внезапное усиление свечения этого небесного тела сопровождалось значительным повышением яркости непрерывного спектра. Изменение относительной яркости трех углеводородных полос указывало на значительное повышение температуры; в течение этого времени комета излучала белый свет.

Поскольку кометы находятся гораздо ближе к Земле, чем звезды, иногда случается, что комета оказывается прямо между Землей и звездой. Похожее явление наблюдается и при движении Луны. Звезды часто скрываются таким образом, и астрономы хорошо знакомы с наблюдениями за подобными явлениями; однако когда комета проходит перед звездой, обстоятельства сильно отличаются. Звезду действительно можно увидеть почти так же хорошо сквозь комету, как и если бы комета совсем не мешала. Это неоднократно замечалось. Одно из самых известных наблюдений подобного рода было сделано покойным сэром Джоном Гершелем для кометы Биелы, которая относится к периодическим кометам и будет упомянута в следующей главе. Этот выдающийся астроном однажды наблюдал, как это небесное тело проходит над звездным скоплением. Оно состояло из чрезвычайно мелких звезд, которые можно было увидеть только с помощью мощного телескопа, подобного тому, который использовал сэр Джон. Самый слабый туман или малейший след облака могли бы скрыть все звезды. Поэтому астроном с большим интересом наблюдал за движением кометы Биелы. Постепенно комета приближалась к группе звезд, и если бы у нее была какая-либо заметная плотность, многочисленные мерцающие точки были бы полностью скрыты. Но какова была реальность? Даже самая мелкая звезда в этом скоплении…

Световая точка, которую мог показать мощный телескоп, позволяла четко видеть, как каждый объект в скоплении мерцает сквозь всю массу кометы Биэля. Это было важное наблюдение. Следует помнить, что «занавес», разделявший скопление и телескоп, не был тонкой завесой; это был объем кометного вещества толщиной в тысячи миль. Сравните же почти невообразимую тонкость кометы с облаками, к которым мы привыкли. Облако толщиной в несколько сотен футов скроет не только звезды, но даже самое яркое солнце. Самый легкий туман, парящий в летнем небе, будет лучше скрывать звезды от нашего взгляда, чем сто тысяч миль такого кометного вещества, какое здесь находилось между землей и звездами.

Великая комета Донати прошла над множеством звезд, которые были хорошо видны сквозь ее хвост. Среди этих звезд была очень яркая — известная Арктур. К счастью, комета прошла над Арктуром, и, хотя между Землей и звездой находилась почти самая плотная часть кометы, Арктур продолжал мерцать с прежней яркостью сквозь эту огромную «занавес». Однако недавние наблюдения показали, что в некоторых случаях звезды теряют свою яркость, когда над ними проходит более плотная часть кометы. Действительно, трудно представить, что звезда останется видимой, если над ней пройдет ядро действительно большой кометы; однако, по-видимому, еще не возникало возможности проверить это предположение.

Поскольку комета содержит прозрачное газообразное вещество, можно было бы ожидать, что положение звезды изменится, когда комета приблизится к ней. Преломляющая способность воздуха очень велика. Когда мы смотрим на закат, нам кажется, что солнце опускается за горизонт; однако на самом деле солнце уже скрылось за горизонтом до того, как какая-либо его часть начала опускаться. Преломляющая способность воздуха изгибает световые лучи, позволяя видеть солнце, даже когда оно полностью скрыто промежуточными препятствиями. Преломляющая способность вещества комет также…

Он был тщательно протестирован. Было замечено, как комета приближается к двум звездам: одну из них можно было увидеть сквозь комету, а другую — напрямую. Если бы в составе этого тела было значительное количество газа, относительное положение двух звезд изменилось бы. Этот вопрос неоднократно проверялся с помощью фактических измерений. Иногда оказывалось, что значительных изменений положения звезд обнаружить не удавалось, и следовательно в таких случаях у кометы не было заметной плотности. Однако тщательные измерения большой кометы в 1881 году показали, что в окрестностях ядра существовала определенная преломляющая способность, хотя и совершенно незначительная по сравнению с преломлением в нашей атмосфере.

ПЛАСТИНКА C.
Комета А 1892, 1. СВИФТ.
Сфотографировано Э.Э. Барнардом 7 апреля 1892 года.

Исходя из этих соображений, вероятно, сразу станет ясно, что масса кометы действительно представляет собой очень малую величину по сравнению с её объемом. Когда мы пытаемся измерить массу кометы, наши усилия оказываются тщетными. Нам удалось измерить массы могущественных планет — Юпитера и Сатурна; нам даже удалось измерить массу самого огромного Солнца. Закон гравитации предоставил нам потрясающее устройство для измерения масс, которое с успехом применялось во всех этих случаях, но при применении тех же методов к кометам быстро становится ясно, что они бесполезны. Никакое известное астрономам устройство для измерения масс не достаточно точно, чтобы определить массу кометы. В любых обстоятельствах мы можем лишь сравнивать массу одного небесного тела с массой другого. Кометы кажутся почти невесомыми, если судить по таким огромным массам, как масса Земли или любой другой крупной планеты. Разумеется, следует понимать, что, когда мы говорим, что масса кометы незначительна, мы имеем в виду её по сравнению с другими телами нашей системы. Вероятно, теперь уже никто не сомневается, что большая комета действительно должна весить тонны; однако то, будут ли эти тонны измеряться десятками, сотнями, тысячами или миллионами, их общий вес кажется совершенно незначительным по сравнению с массой такого тела, как Земля.

Малая масса комет также становится очевидной, если вспомнить то, что было сказано в предыдущей главе о важной теме планетарных возмущений. Там мы рассматривали постоянство нашей системы и показали, что это постоянство зависит от определенных законов, которые планеты должны неизменно соблюдать. Планеты движутся почти по кругам, их орбиты все находятся примерно в одной плоскости, и все они движутся в одном направлении. Постоянство системы было бы под угрозой, если бы хотя бы одно из этих условий не соблюдалось. В той дискуссии мы не упоминали комет. Однако они также являются частями нашей системы, причем их количество значительно превышает количество планет. Кометы не соблюдают эти правила, которым так строго следуют планеты. Их орбиты никогда не бывают круглыми; чаще всего они имеют форму параболы, тем самым сильно отличаясь от круговой траектории. Кроме того, плоскости орбит комет не имеют какой-либо определенной особенности; они наклонены под разными углами.

Углы и направления их движения кажутся чисто произвольными. Все эти правила, лежащие в основе движения планет, нарушаются кометами, но тем не менее наша система существует; она существует уже бесчисленное количество эпох и, по-видимому, предназначена существовать и в будущем. Кометы притягиваются планетами, и наоборот, кометы должны притягивать планеты и в определенной степени нарушать их орбиты; но в какой степени? Если бы кометы двигались по орбитам, подчиняющимся тем же общим законам, что и движение планет, то наши рассуждения рухнули бы. Планеты могли бы испытывать значительные нарушения из-за притяжения комет, но со временем эти нарушения нейтрализовали бы друг друга, и постоянство системы не пострадало бы. Однако дело выглядит совершенно иначе, когда речь идет о реальных орбитах комет. Если бы кометы могли существенно нарушать движение планет, эти нарушения не нейтрализовались бы друг другом, и со временем система была бы разрушена постоянным накоплением неупорядоченностей. Однако факты показывают, что система существовала и продолжает существовать, несмотря на кометы; отсюда мы вынуждены прийти к выводу, что их массы должны быть незначительными по сравнению с массами крупных планетарных тел.

Эти соображения очень наглядно показывают законы всемирного тяготения и их связь с постоянством нашей системы. Если учесть кометы, можно сказать, что Солнечная система включает многие тысячи тел, находящихся на орбитах всех размеров, форм и положений; единственное, что у них общего, — это то, что Солнце находится в фокусе, общем для всех. Большинство этих тел незначительны по массе по сравнению с планетами, и их орбиты расположены таким образом, что, хотя они могут сильно страдать от нарушений со стороны других тел, они ни в коем случае не могут вызвать значительных нарушений. Однако существует несколько крупных планет, способных вызывать огромные нарушения; если бы их орбиты не были должным образом настроены, рано или поздно наступил бы хаос. Благодаря взаимной адаптации их орбит к почти круглой форме, к почти совпадающей плоскости и к однородности направления между крупными планетами было достигнуто постоянное перемирие. Теперь они не могут постоянно нарушать порядок в движении друг друга.

Небольшая масса комет делает их неспособными к этому. Таким образом обеспечивается стабильность крупных планет; однако следует отметить, что для комет нет никаких гарантий стабильности. Их эксцентричные и нерегулярные траектории могут претерпевать самые значительные изменения; действительно, в истории астрономии имеется множество примеров тех перемен, которым подвержена орбита кометы.

Большие кометы появляются на небе в самых разных обстоятельствах. Нет такой части неба, такого созвездия или региона, который бы не подвергался случайным визитам этих таинственных тел. Нет такого времени года, ни часа дня или ночи, когда кометы не могли бы быть видны над горизонтом. Точно так же размеры и внешний вид комет бывают самыми разными: от слабо светящейся точки, видимой лишь при помощи мощного телескопа, до гигантского яркого объекта с хвостом, простирающимся по небу на расстояние от горизонта до зенита. Кроме того, направление хвоста кометы на первый взгляд может казаться любым: он может стоять вертикально в небе, словно комета собирается упасть за горизонт; он может тянуться от головы кометы, как будто тело было выстрелено сверху; он может наклоняться вправо или влево. Среди всего этого разнообразия и кажущейся произволности можем ли мы обнаружить какую-то общую черту для различных явлений? Мы обнаружим, что существует весьма замечательный закон, которому подчиняются хвосты комет — закон настолько точный и убедительный, что если нам известно положение кометы на небе, мы можем сразу указать, в каком направлении будет расположен её хвост.

Летом на северном небе появляется прекрасная комета. Близится полночь; мы смотрим на слабо светящийся хвост, который стоит вертикально и направлен к зениту; возможно, он немного изогнут или даже сильно изогнут, но в целом он все равно направлен от горизонта к зениту. Мы здесь не говорим о какой-то конкретной комете. Каждая комета, большая или маленькая, которая появляется на севере, в полночь должна иметь хвост, направленный вертикально вверх. Этот факт, подтвержденный многочисленными разами, является ярким примером закона направления хвостов комет. Подумайте на мгновение об обстоятельствах дела.

Сейчас лето; сумерки на севере показывают положение Солнца, а хвост кометы направлен прямо от этих сумерек и от Солнца. Рассмотрим другой случай: наступил вечер; Солнце село, звезды начали светиться, и видна длиннохвостая комета. Независимо от того, находится ли комета высоко или низко, на севере или юге, на востоке или западе, её хвост всегда направлен оттуда, где на западе ещё остается свет от уходящего Солнца. Ещё раз: комету наблюдают ранним утром, и если перевести взгляд от места, где появляется первый луч рассвета, к головке кометы, то в том же направлении, прочь от Солнца, и будет находиться её хвост. Этот закон имеет ещё более общее применение: в любое время года, в любой час ночи хвост кометы всегда направлен от Солнца.

Более трехсот лет назад этот факт, связанный с движением комет, привлёк внимание тех, кто изучал движение небесных тел. Это факт, очевидный при обычном наблюдении; он придаёт определённую целостность многочисленным явлениям, связанным с кометами, и должен служить основой для наших исследований структуры их хвостов.

На прилагаемой рисунке, рис. 71, показана часть параболической орбиты кометы, а также положение её хвоста в различных точках этого пути. Возможно, было бы преувеличением утверждать, что на протяжении всего длинного пути кометы её хвост всегда должен быть направлен от Солнца. Во-первых, следует помнить, что мы можем видеть комету только в тот короткий период её пути, когда она приближается к Солнцу или удаляется от него. Также следует иметь в виду, что во время прохождения вокруг Солнца яркость кометы настолько превосходится яркостью Солнца, что комета часто становится невидимой, так же как звёзды невидимы днём. Более того, в некоторых случаях струи кометного вещества действительно направляются в сторону Солнца.

Рис. 71. — Хвост кометы, направленный от Солнца.
При поверхностном рассмотрении этой проблемы может показаться, что поскольку комета движется с огромной скоростью, её хвост просто тянется позади неё, подобно искрам от ракеты, разлетающимся вдоль траектории её движения. Однако это совершенно ошибочное сравнение: комета движется не через атмосферу, а в открытом космосе, где нет среды, способной вытянуть хвост вдоль линии движения. Ещё одной очень примечательной особенностью является постепенное удлинение хвоста по мере приближения кометы к Солнцу. Когда комета находится на большом расстоянии, у неё обычно нет заметного хвоста, но по мере приближения хвост постепенно развивается и в некоторых случаях достигает огромных размеров. Нельзя полагать, что это увеличение является лишь оптическим эффектом уменьшения расстояния. Можно показать, что рост хвоста происходит гораздо быстрее, чем можно было бы объяснить таким образом. Поэтому мы вынуждены связывать образование хвоста с приближением к Солнцу, и перед нами возникает загадка, не имеющая аналогов среди других тел нашей системы.

Нет никаких сомнений в том, что комета в целом притягивается к Солнцу. Тот факт, что комета движется по эллипсу или параболе, доказывает, что эти два тела взаимодействуют друг с другом в соответствии с законами…

Закон всемирного тяготения. Но хотя это верно для кометы в целом, не менее очевидно, что хвост кометы отталкивается Солнцем. Невозможно с уверенностью сказать, как это происходит, но факты, кажется, указывают на объяснение следующего рода.

Мы уже видели, что спектроскоп с уверенностью подтвердил наличие углеводородов и других газов в кометах. Однако не следует из этого делать вывод, что кометы — это просто массы газа, движущиеся в космосе. Хотя общее количество вещества в комете, как мы уже знаем, чрезвычайно мало, вполне возможно, что комета состоит из большого количества широко распределенных частиц с значительной плотностью; более того, в следующей главе, при описании удивительной связи между кометами и метеорами, мы увидим, что у нас есть основания полагать, что так и есть. Следовательно, мы можем рассматривать комету как стаю крошечных твердых частиц, каждая из которых окружена газом.

Когда мы наблюдаем, как большая комета приближается к Солнцу, сначала видно, что ее ядро становится ярче и четче очерченным; на более поздних этапах кажется, что из него вырывается светящееся вещество в направлении Солнца, часто в форме веера или струи, которая иногда колеблется туда-сюда, как маятник. Например, в октябре 1835 года Бессель наблюдал, что струя в головке кометы Галле за восемь часов смещалась на угол 36°. В других случаях вокруг ядра поочередно образуются концентрические дуги света, которые становятся все тусклее по мере удаления от ядра. Очевидно, что материал веера или дуг отталкивается ядром кометы; но он также отталкивается Солнцем, и эта последняя отталкивающая сила заставляет светящееся вещество преодолеть силу тяготения и вернуться вокруг ядра в направлении, противоположном Солнцу. Таким образом формируется хвост. (См. иллюстрацию XII.) Математическая теория формирования хвостов комет была разработана на основе предположения, что вещество, образующее хвост, отталкивается как ядром, так и Солнцем. Это исследование впервые было проведено великим астрономом Бесселем в его труде о появлении кометы Галле в 1835 году, а затем значительно развито Роше и российским астрономом Бредихиным.

Хотя мы, возможно, вряд ли можем считать эту теорию абсолютно верной, мы можем утверждать, что она хорошо объясняет основные явления, наблюдаемые при формировании хвостов комет.

Профессор Бредихин проводил свои исследования философским способом, который привел к многим другим великим открытиям в науке. Он тщательно сопоставил измерения и рисунки хвостов различных комет. В результате этой предварительной части его исследований был получен результат, значение которого не будет подорвано даже в случае, если последующая часть его работы окажется требующей доработок. Изучая различные хвосты, он обнаружил, что их криволинейные контуры относятся к одному из трех определенных типов. В первом типе имеются самые прямые хвосты, направленные почти прямо от Солнца. Во втором типе — хвосты, которые, начав движение от Солнца, изгибаются назад, в сторону, противоположную направлению движения кометы. В третьем типе хвосты еще больше изгибаются в сторону траектории кометы. Можно показать, что хвосты комет почти всегда можно отнести к одному из этих трех типов; а в случаях, когда комета имеет два хвоста, как это иногда бывает, они также относятся к двум из этих типов.

Рисунок на следующей странице (рис. 72) показывает схематическое изображение вымышленной кометы с хвостами трех разных типов. Направление движения кометы обозначено стрелкой на линии, проходящей через ядро. Бредихин делает вывод, что самый прямой из трех хвостов, обозначенный как тип I, скорее всего, обусловлен наличием водорода; хвосты второго типа — наличием в составе кометы некоторых углеводородов; а маленькие хвосты третьего типа могут быть обусловлены наличием железа или какого-либо другого элемента с высокой атомной массой. Разумеется, следует понимать, что этот рисунок не представляет никакой реальной кометы.

Рис. 72. — Теория хвостов комет Бредихина.

Рис. 73. — Хвосты кометы 1858 года.

Интересным примером этой теории является случай знаменитой кометы 1858 года, о которой уже упоминалось; рисунок её показан на рис. 73. Здесь, помимо большого хвоста, который является характерной чертой этого небесного тела, видны ещё две слабые световые полосы. Это края полой конусообразной структуры, образующей хвост типа I. Если посмотреть на центральные участки, становится ясно, что свет там недостаточно интенсивен, чтобы быть видимым; однако на краях имеется достаточная толщина кометного вещества, и поэтому мы видим тот облик, который показан на этом рисунке. По-видимому, у кометы Донати был один хвост, образованный из водорода, и другой — из каких-то углеродных соединений. Углеродные соединения, участвующие в формировании хвоста, кажутся довольно разнообразными; в результате хвосты второго типа имеют более неопределённые контуры по сравнению с водородными хвостами. Зафиксированы случаи, когда на одной и той же комете одновременно наблюдалось несколько хвостов. Самым известным из них является тот, что появился в 1744 году. Профессор Бредихин уделил особое внимание теории этого удивительного объекта и с высокой степенью вероятности объяснил, как может возникать многоформный хвост. Рисунок, приведённый рядом (рис. 74), взят с наброска этого объекта, сделанного утром 7 марта мадемуазель Кирх в Берлинской обсерватории. На рисунке видно одиннадцать полос: первые десять (считая с левой стороны) представляют собой яркие края пяти хвостов, а шестой, самый короткий хвост находится справа. Наброски этого редкого явления также были сделаны Шезо в Лозанне и де Л’Иль в Санкт-Петербурге. До прохождения перигелия у кометы был только один хвост, но очень впечатляющий.

Рис. 74. — Комета 1744 года.

Некоторые из связанных с этим вопросов можно проверить с помощью расчетов, и можно показать, что сила отталкивания, необходимая для образования прямого хвоста типа I, должна быть примерно в двенадцать раз больше силы тяготения. Хвосты второго типа могут образовываться под действием силы отталкивания, примерно равной силе тяготения, тогда как для хвостов третьего типа достаточна сила отталкивания, в четыре раза меньшая по величине, чем сила тяготения.[33] Основная сила отталкивания, известная в природе, происходит от электричества, и естественно было предположить, что явления, связанные с хвостами комет, обусловлены электрическим состоянием Солнца и самой кометы. Было бы преждевременно утверждать, что электрическая природа хвоста кометы полностью доказана; можно лишь сказать, что, поскольку это, по-видимому, объясняет наблюдаемые факты, было бы нежелательно вводить какую-либо чисто гипотетическую силу отталкивания. Следует помнить, что по совершенно другим причинам известно, что Солнце является источником электрических явлений.

По мере удаляться кометы от Солнца сила отталкивания ослабевает, и соответственно мы видим, что хвост кометы

сокращаются. Если комета является периодической, то та же последовательность изменений может произойти при её следующем приближении к перигелию. Формируется новый хвост, который также постепенно исчезает по мере того, как комета возвращается в глубины космоса. Если использовать аналогию с земными парами для обоснования наших рассуждений, то кажется, что по мере удаляющейся кометы её хвост конденсируется в множество мелких частиц. Над этими мелкими частицами закон всемирного тяготения снова будет оказывать полное влияние, не подавляемое более сильным действием отталкивания. Однако масса кометы настолько мала, что она не сможет притянуть эти частицы лишь силой притяжения. Следовательно, поскольку при каждом прохождении через перигелий комета формирует хвост, ей приходится каждый раз тратить соответствующее количество материала для его образования. Предположим, что в начале у кометы был определённый запас тех материалов, которые подходят для формирования хвостов. Каждое прохождение через перигелий сопровождается образованием хвоста и расходованием соответствующего количества этого запаса. Очевидно, что такая процедура не может продолжаться бесконечно. В случае подавляющего большинства комет посещения перигелия настолько редки, что последствия такой траты не становятся особенно заметными; но у тех периодических комет, у которых короткий период обращения и они часто возвращаются, последствия именно такие, каких можно было ожидать: запас материала для формирования хвостов постепенно исчерпывается, и в конечном итоге мы видим комету без хвоста вовсе. Мы даже можем представить, что комета может таким образом полностью рассеяться, и в следующей главе мы увидим, как, по-видимому, такая участь постигла периодическую комету Биэлы.

Но пока комета движется по Солнечной системе, она может случайно пролететь очень близко к одной из крупных планет, и в результате этого её движение может серьёзно нарушиться под действием притяжения планеты. Если скорость кометы увеличивается под воздействием этого фактора, её орбита изменится с параболы на другую кривую — гиперболу, и комета будет двигаться вокруг Солнца и уйти, чтобы больше не возвращаться. Но если планета расположена так, что замедляет скорость кометы, параболическая орбита превратится в эллипс, и комета станет периодической. Мы можем

Мало кто сомневается в том, что некоторые периодические кометы были «захвачены» таким образом и стали постоянными членами нашей Солнечной системы. Если обратить внимание, то кометы с коротким периодом обращения (от трех до восьми лет) в какой-то момент своего пути подходят очень близко к орбите Юпитера. Следовательно, каждая из них должна была находиться рядом с этой гигантской планетой в какой-то момент своей прошлой истории. Аналогичным образом, другие периодические кометы с более длинным периодом обращения приближаются к орбитам Сатурна, Урана или Нептуна; последняя из упомянутых планет, вероятно, отвечает за периодичность движения кометы Галлея. Мы действительно неоднократно наблюдали резкие нарушения орбит комет. Самым интересным примером является комета Лекселля. В 1770 году французский астроном Мессье (который с большим успехом занимался открытием комет) обнаружил комету; Лекселль рассчитал её орбиту и выяснил, что это эллипс с периодом в пять лет и несколько месяцев. Однако эту комету ранее никогда не видели, и она так и не вернулась. Много позже, благодаря тщательным исследованиям Буркхарда и Леверье, было установлено, что до 1767 года комета двигалась по совершенно другой орбите. Но в начале 1767 года она случайно подошла так близко к Юпитеру, что мощное притяжение этой планеты заставило её войти на новую орбиту с периодом в пять с половиной лет. Она прошла через перигелий 13 августа 1770 года, а затем снова в 1776 году, но в последний раз она находилась не в таком положении, чтобы её можно было увидеть с Земли. Летом 1779 года комета снова оказалась рядом с Юпитером и была выброшена с своей эллиптической орбиты; с тех пор мы её больше не видели. Или, возможно, правильнее будет сказать, что мы не смогли с уверенностью отнести комету Лекселля к какой-либо комете, наблюдаемой с тех пор. В случае нескольких других периодических комет мы также можем аналогичным образом определить дату, когда они начали свое движение по своим нынешним эллиптическим орбитам.

Таков краткий обзор основных фактов, известных о этих интересных, но загадочных телах. Нам приходится довольствоваться тем, что мы знаем, вместо того чтобы делать предположения относительно того, что находится за пределами наших знаний. Мы видим, что они подчиняются великим законам гравитации, и служат примером…

Яркий пример их истинности. Мы видели, как современная наука развеяла суеверия, с помощью которых в древние времена воспринималось появление кометы. Мы больше не считаем такое тело знаком приближающейся катастрофы; скорее мы можем рассматривать его как интересного и прекрасного гостя, который приходит, чтобы порадовать нас и научить нас, но никогда не для того, чтобы угрожать или разрушать.

ГЛАВА XVII.
МЕТЕОРЫ.
Малые тела нашей Системы — их количество — как их наблюдают — метеор — теория тепла — огромный метеор — ноябрьские метеоры — их древняя история — траектория движения метеорного потока — схема метеорного потока — как поток рассеивается по своему пути — поглощение метеоров Землей — открытие связи между метеорами и кометами — примечательные исследования ноябрьских метеоров — два потока в последовательные годы — ни один частицы из крупных метеорных потоков так и не были идентифицированы — метеоритные камни — исследования Хладни — ранние случаи падения камней — метеорит в Энсисхайме — сборы метеоритов — роутонский сидерит — относительная частота железных и каменистых метеоритов — фрагментарный характер метеоритов — гипотеза Чермака — влияние гравитации на объект, выброшенный из вулкана — могут ли они происходить с Луны? — утверждения малых планет о своем происхождении от метеоритов — возможное земное происхождение — железо Овифак.

В предыдущих главах мы рассматривали гигантские тела, которые составляют основные объекты того, что мы называем Солнечной системой. Мы изучали огромные планеты диаметром в тысячи миль и следили за движением комет, размеры которых часто измеряются миллионами миль. Действительно, в одной из предыдущих глав мы спустились к объектам, находящимся на гораздо более низком уровне яркости, и рассмотрели ту многочисленную категорию малых тел, которую мы называем малыми планетами. Теперь же наша задача — сделать еще один, на этот раз очень большой, шаг вниз по шкале яркости. Даже малые планеты должны считаться колоссальными объектами по сравнению с теми крошечными телами, существование которых становится известным нам в интересной, а иногда и поразительной форме.

Эти малые тела в некоторой степени компенсируют свой миниатюрный размер обилием, с которым они встречаются в космосе. На самом деле невозможно даже приблизительно определить число тысяч, в которых они множатся в пространстве. Вероятно, у них очень разные размеры; некоторые из них весят много фунтов или

Возможно, их вес составляет тонны, тогда как другие кажутся не больше гальки или даже зерен песка. Однако, как бы незначительными ни казались эти тела, Солнце не пренебрегает контролем над ними. Каждая частица, будь она такой маленькой, как пылинка в солнечном луче, или настолько огромной, как планета Юпитер, вынуждена следовать своей траекторией вокруг Солнца в соответствии с законами Кеплера.

Кто не знает этого прекрасного явления, которое мы называем падающей звездой, а в более великолепных проявлениях — метеором или огненным шаром? Именно на объекты этого класса мы и собираемся теперь обратить внимание.

Небольшое тело движется вокруг Солнца. Точно так же, как мощная планета вращается по эллипсу, так и небольшой объект будет двигаться по эллипсу с Солнцем в фокусе. В настоящее время существует невообразимое множество таких метеоров, движущихся подобным образом. Они слишком малы и слишком далеки для наших телескопов, и мы видим их лишь в исключительных обстоятельствах.

Когда метеор появляется на горизонте, он движется с такой огромной скоростью, что за секунду преодолевает более двадцати миль. Такая скорость практически невозможна недалеко от поверхности Земли: сопротивление воздуха помешало бы ей. На высоте, в пустоте космоса, нет воздуха, который мог бы замедлить его полет. Возможно, он уже тысячи, а может быть, миллионы лет двигался вокруг Солнца без каких-либо помех; но наступает решающий момент, и метеор погибает в вспышке блеска.

В ходе своего пути тело приближается к Земле, и на расстоянии нескольких сотен миль от её поверхности начинает сталкиваться с верхним слоем атмосферы, окружающей Землю. Для тела, движущегося с ужасающей скоростью метеора, падение в атмосферу обычно бывает фатальным. Даже хотя верхние слои воздуха крайне разрежены, они всё равно резко замедляют его скорость, примерно так же, как пуля из ружья замедляется при падении в воду. Пока метеор проникает через атмосферу, трение…

Воздух нагревает его поверхность; постепенно она становится красно-горячей, затем бело-горячей, и в конце концов объект превращается в пар при ярком свете, в то время как мы на Земле, в ста–двухстах милях ниже, восклицаем: «О, смотрите, это падающая звезда!»

Здесь мы имеем эксперимент, иллюстрирующий механическую теорию тепла. Может показаться невероятным, что один лишь трение способно генерировать достаточно тепла для создания столь яркого зрелища, но мы должны помнить два факта: во-первых, скорость метеора, возможно, в сто раз превышает скорость пули из ружья; во-вторых, эффективность трения в производстве тепла пропорциональна квадрату скорости. Следовательно, метеор при пролете через воздух может выработать за счет трения с воздухом примерно в десять тысяч раз больше тепла, чем пуля из ружья. Мы не преувеличиваем, предполагая, что последняя нагревается на десять градусов из-за трения; однако если это признать, мы должны согласиться с тем, что при полете метеора происходит настолько огромное выделение тепла, что даже его малая часть будет достаточна для превращения объекта в пар.

Давайте сначала рассмотрим обстоятельства, при которых эти внешние объекты становятся видимыми для нас. Для иллюстрации можно взять замечательную огненную шарообразную метеору, которая появилась 6 ноября 1869 года. Этот объект был замечен во многих местах Англии; объединив и сравнив эти наблюдения, мы можем получить точную информацию о высоте объекта и скорости его движения.

По-видимому, этот метеор стал видимым в точке, расположенной в девяноста милях над Фромом в графстве Сомерсет, а исчез он в двадцати семи милях от берега, недалеко от Сент-Айвса в Корнуолле. Траектория движения объекта и основные места, откуда его наблюдали, показаны на карте (рис. 75). Общая длина его видимого пути составила около 170 миль, пройденных за пять секунд, что соответствует средней скорости в тридцать четыре мили в секунду. Особенностью внешнего вида этой огненной шарообразной метеоры был длинный, устойчивый след светящегося облака длиной около пятидесяти миль и шириной четыре мили, который оставался видимым в течение…

Ровно пятьдесят минут. В этом примере показаны основные характеристики явления метеора в очень крупном масштабе. Однако следует отметить, что постоянная светящаяся полоса не является универсальной, да и вовсе не частой чертой метеоров.

Маленькие объекты, которые время от времени мелькают на экране телескопа, показывают нам, что существует бесчисленное множество телескопических метеоров — слишком маленьких и слишком тусклых, чтобы быть видимыми невооруженным глазом. Все эти объекты рассеиваются таким образом, как мы уже описали; на самом деле это происходит лишь в момент возникновения метеора и в процессе его движения.

Только при их рассеянии мы становимся свидетелями их существования. Как бы ни были малы эти ракеты, их скорость настолько огромна, что они сделали бы Землю непригодной для жизни, если бы им разрешили беспрепятственно падать на её поверхность. Поэтому, помимо прочих полезных свойств нашей атмосферы, не следует забывать, что она служит своего рода защитным щитом, который оберегает нас от шторма ракет, скорость которых несравнима со скоростью любой артиллерии. Именно сила этих ракет является причиной их полного уничтожения. Их стремление поразить нас настолько велико, что трение превращает их в безвредные пары.

Помимо крупного метеора, подобного тому, который мы только что описали, самым замечательным явлением среди падающих звезд является так называемый метеорный дождь. Эти явления привлекли большое внимание в прошлом веке и щедро вознаградили усилия, приложенные к их изучению, принеся одни из самых интересных астрономических открытий современности.

Метеорные дожди случаются не очень часто. Без сомнения, те, кто особенно внимателен к метеорам, смогут заметить метеорный дождь, когда другие видят лишь несколько отдельных падающих звезд; но в целом можно сказать, что нынешнее поколение вряд ли видело более двух-трех таких явлений. Я сам видел два крупных метеорных дождя; один из них, в ноябре 1866 года, запечатлелся в моей памяти как великолепное зрелище.

Чтобы начать историю ноябрьских метеоров, необходимо обратиться почти на тысячу лет назад. 12 октября 902 года умер мавританский король, и в связи с этим событием один старинный летописец рассказывает, как «в ту ночь было видно бесчисленное количество звезд, словно копий, которые рассеивались во все стороны, как дождь, и тот год был назван Годом звезд».

Сегодня уже никто не верит, что небеса хотели таким образом отметить смерть короля. Однако этот запись имеет значительную...

Значение этого года заключается в том, что именно в 902 году произошел мощный поток падающих звезд. Астрономы с огромным интересом отметили, что это был первый зафиксированный случай такого периодического потока; последние его регулярные появления были наблюдены в 1799, 1833 и 1866 годах. Дальнейшие тщательные исследования литературных источников позволили обнаружить здесь и там записи о поразительных явлениях на небе, соответствующих последовательным появлениям ноябрьских метеоров. С первого случая в 902 году до наших дней произошло двадцать девять появлений этого потока; вполне возможно, что все они наблюдались в каких-то частях Земли. Иногда их могли видеть дикари, у которых не было ни желания, ни возможности задокументировать явление, представлявшее для них источник ужаса. Однако иногда эти потоки наблюдали цивилизованные общества. Их природа не была понята, но записи о них сохранялись; в некоторых случаях эти записи выдержали испытание временем и теперь собраны вместе для иллюстрации этой любопытной темы. У нас имеются исторические свидетельства о двенадцати таких потоках, собранные в основном благодаря усилиям профессора Х.А. Ньютона, чьи труды внесли значительный вклад в развитие наших знаний о падающих звездах.

Представим себе стаю маленьких объектов, перемещающихся в космосе. Подумайте о стае сельдей в океане, простирающейся на многие квадратные мили и содержащей бесчисленное множество особей; или вспомните о тех огромных стаях диких голубей в Соединенных Штатах, о которых рассказывал Одюбон. Стая падающих звезд, вероятно, гораздо численнее сельдей или голубей. Однако падающие звезды не находятся очень близко друг к другу; в среднем они, вероятно, разделены расстоянием в несколько миль. Поэтому фактический объем этой стаи огромен; ее размеры можно измерять в сотнях тысяч миль.

Метеоры не могут самостоятельно выбирать свой путь, как стая сельдей, — они вынуждены следовать траектории, заданной ими Солнцем. Каждый из них движется по своей эллипсе, полностью независимо от своих соседей, преодолевая на своем пути тысячи миллионов миль.

длина,
каждые тридцать три года. Мы не можем наблюдать метеоры в течение большей части их полета. В данный момент существует бесчисленное множество таких тел (рис. 76) — орбита стаи метеоров. Они движутся по своим траекториям. Мы видим их лишь тогда, когда Земля поглощает их. Каждые тридцать три года Земля «ловит» эти метеоры так же успешно, как рыбак ловит херсингов, причем почти таким же образом: ведь пока рыбак расстилает сеть, в которой рыбы обрекают себя на гибель, у Земли есть атмосфера, в которой метеоры погибают. Нам говорят, что не стоит бояться исчерпания запасов херсингов, ведь те, кого ловят рыбаки, ничто по сравнению с их огромным количеством в океане. То же самое можно сказать и о метеорах. Их существует в таком огромном количестве, что, хотя Земля поглощает миллионы метеоров каждые тридцать три года, остается достаточно для будущих звездопадов. Диаграмма (рис. 76) объяснит, каким образом Земля совершает свои «захваты». На ней мы видим орбиту, по которой наша планета вращается вокруг Солнца, а также эллиптическую траекторию метеоров; следует отметить, однако, что это не совсем удобно…

Нарисуйте фигуру строго в масштабе, чтобы траектория метеоров была значительно больше, чем здесь показано. Каждый год Земля завершает свой оборот и между 13-м и 16-м ноября проходит по траектории, по которой движутся метеоры. Обычно в момент прохождения Земли этой точки большая группа метеоров отсутствует. Однако вдоль всей траектории есть отдельные метеоры, и Земля обычно захватывает несколько из них в это время. Они врезаются в нашу атмосферу как падающие звезды и формируют то, что мы обычно называем ноябрьскими метеорами.

Иногда бывает так, что когда Земля проходит по этой траектории, она сталкивается с основной массой метеоров. Наша планета тогда погружается в этот поток, конечно же, окруженная слоем воздуха. В эту «сеть» врезаются бесчисленные метеоры, которые уже никогда не выйдут наружу. Через несколько часов Земля, движущаяся со скоростью восемнадцать миль в секунду, преодолевает эту траекторию и выходит с другой стороны, унося с собой «добычу» этой встречи. Несколько метеоров, которым едва удалось избежать захвата, впредь будут свидетельствовать о произошедшей схватке, двигаясь по немного иным орбитам, но остальные метеоры продолжают свой путь без перерыва; возможно, миллионы были захвачены, но, вероятно, остались сотни миллионов.

Такое событие поразило весь мир в ночь с 13 на 14 ноября 1866 года. Мы тогда погрузились в середину этого потока метеоров. Ночь была ясной; луны не было. Метеоры отличались не только огромным количеством, но и исключительной красотой. Я никогда не забуду ту ночь. В тот памятный вечер я выполнял свои обычные обязанности — наблюдал туманности с помощью большого зеркального телескопа лорда Росса. Конечно, я знал, что предсказывался метеорный дождь, но ничто из того, что я слышал, не подготовило меня к такому великолепному зрелищу, которое должно было скоро развернуться. Было около десяти часов вечера, когда крик одного из помощников рядом со мной заставил меня оторваться от телескопа — как раз вовремя, чтобы увидеть, как прекрасный метеор пронесся по небу. За ним последовал еще один, а затем еще и еще, по два и по три, что указывало на то, что предсказание сильного метеорного дождя, скорее всего, сбудется.

Проверено. В тот момент граф Росс (тогда ещё лорд Оксмантаун) присоединился ко мне у телескопа, и спустя некоторое время мы решили прекратить наблюдения за туманностями и подняться на вершину стены большого телескопа (рис. 7, стр. 18) — оттуда можно было получить четкий обзор всей полусферы неба. Там, в течение следующих двух–трех часов, мы наблюдали зрелище, которое никогда не исчезнет из моей памяти. Количество метеоров постепенно увеличивалось, пока иногда не становилось видно несколько одновременно. Иногда они пролетали над нашими головами, иногда вправо, иногда влево, но все они двигались от востока. По мере того как ночь шла, созвездие Льва поднималось над горизонтом, и тогда проявлялась особая характеристика этого метеорного дождя: все траектории метеоров исходили из созвездия Льва (см. рис. 74, стр. 368). Иногда казалось, что метеор летит почти прямо к нам; тогда его траектория так сильно сокращалась, что у неё почти не оставалось видимой длины, и он выглядел как обычная звезда, внезапно становящаяся яркой, а затем так же быстро исчезающая. Иногда светящиеся следы сохранялись в течение многих минут после того, как метеор пролетел мимо, но подавляющее большинство таких следов было кратковременным. Невозможно сказать, сколько тысяч метеоров было видно; каждый из них был достаточно ярким, чтобы вызвать восхищение даже в обычную ночь.

Соседний рисунок (рис. 77) показывает поразительный способ, которым метеоры этого дождя расходились от одной точки. Не следует думать, что все эти объекты были видны в один и тот же момент. Наблюдатель метеорного дождя имеет карту той части неба, где появляются метеоры. Затем он сосредотачивает свое внимание на одном конкретном метеоре и внимательно наблюдает за его траекторией относительно близлежащих звезд. После этого он проводит линию на карте в направлении движения метеора. Повторяя такие наблюдения для нескольких других метеоров, принадлежащих к этому дождю, на карте почти всегда можно увидеть, что их траектории в основном исходят из одной точки или области на рисунке. Конечно, есть несколько исключений, но большинство метеоров следуют этому закону. На первый взгляд кажется, будто все метеоры…

На самом деле они исходят из этой точки; но небольшое размышление покажет, что это случай, когда реальное движение отличается от кажущегося. Если бы действительно существовала точка, из которой расходятся эти метеоры, то из разных частей Земли эта точка виделась бы в разных положениях относительно звезд; но это не так. Радиант, как называется эта точка, виден в той же части неба независимо от того, с какой точки наблюдается метеорный дождь.

Рис. 77. — Точка радианта падающих звезд.
Поэтому мы вынуждены принять простое объяснение, предложенное теорией перспективы. Те, кто знаком с принципами этой науки, знают, что когда несколько параллельных линий в объекте должны быть изображены на рисунке, их все необходимо провести через одну и ту же точку.

точка в плоскости изображения. Когда мы наблюдаем падающие звезды, мы видим проекции их траекторий на поверхность неба. Из того факта, что эти траектории проходят через одну и ту же точку, мы делаем вывод, что падающие звезды, принадлежащие к одной же метеорной шквалу, движутся по параллельным линиям.

Теперь мы можем определить реальное направление движения падающих звезд, поскольку линия, проведенная от глаза наблюдателя до точки излучения, должна быть параллельна этому направлению. Разумеется, речь не идет о том, что во всем пространстве падающие звезды одной шквалы движутся по параллельным линиям; мы имеем в виду лишь то, что в тот короткий промежуток времени, пока мы их видим, движение каждой из падающих звезд фактически представляет собой прямую линию, и все эти прямые линии являются параллельными.

В 1883 году великая метеорная шквал Леонидов (так называется эта шквал) достигла своей наибольшей удаленности от Солнца, после чего начала возвращаться. Каждый год Земля пересекала орбиту метеоров, но шквала не наблюдалось, и никакой значительной метеорной бури не было замечено. С каждым годом метеоры приближались к критической точке, и в 1899 году шквал оказался на траектории Земли. В том году ожидалась яркая метеорная буря, но результат оказался далеко не таким, как ожидалось. Метеорная шквал настолько огромна по длине, что ей требуется более года, чтобы пройти через критическую часть своей орбиты, расположенную на траектории Земли. Таким образом, мы видим, что метеоры не могут уйти от Земли. Возможно, когда шквал начнет приближаться к этой области, Земля уже покинет эту часть своей траектории, и пройдет год, прежде чем Земля снова вернется в это место. Те метеоры, которым повезет находиться в передней части шквала, смогут избежать удара, но некоторые из тех, что находятся сзади, не будут такими удачливыми, и Земля снова поглотит огромное количество метеоров. Иногда случалось, что записи о метеорах из этой шквалы поступали в течение двух последовательных лет. Если Земля проходила через переднюю часть шквала в один год, то из-за огромной длины шквала Земля успевала совершить полный оборот вокруг своей орбиты длиной 600 000 000 миль и снова пройти через критическую точку до того, как все метеоры из шквала пройдут ее.

Прошло уже много времени. В истории есть записи о случаях, когда в два подряд идущих ноября наблюдались яркие звёздопады Леонидов.

Поскольку Земля поглощает столь огромное количество Леонидов каждые тридцать три года, следует, что их общее количество должно уменьшаться. Без сомнения, на яркость этих звёздопадов в будущем повлияет эта обстоятельство. Они не смогут всегда быть такими же яркими, какими были раньше. Интересно также отметить, что форма этого звёздопада постепенно меняется. Каждый метеор звёздопада движется по своей собственной эллипсе вокруг Солнца и совершенно независим от остальных объектов. У каждого из них есть свой особый период обращения, который зависит от длины эллипса, по которому он движется. Два метеора будут обращаться вокруг Солнца за одинаковое время, если длины их эллипсов совпадают, но в противном случае — нет. Длины этих эллипсов составляют сотни миллионов миль, и невозможно, чтобы все они были абсолютно одинаковыми. В этом можно увидеть причину постепенных изменений в характере звёздопада. Предположим, что два метеора А и Б таковы, что А совершает полный оборот за тридцать три года, а Б — за тридцать четыре года. Если они начнут движение вместе, то когда А завершит первый оборот, Б будет отставать на год; в следующий раз — на два года и так далее. Эта ситуация полностью аналогична ситуации с группой мальчиков, которые выходят на длинную гонку, в ходе которой им приходится пробежать несколько кругов по трассе, прежде чем будет пройдено всё расстояние. Сначала все они выходят вместе, и, возможно, в первый или второй круг они остаются довольно близко друг к другу; однако постепенно более быстрые бегуны обгоняют медленных, и группа становится более растянутой. По мере продолжения гонки группа рассеивается по всей трассе, и, возможно, первый бегун даже обгонит последнего. Такова, по-видимому, судьба ноябрьских метеоров в будущем. Со временем группа рассеется по всей этой огромной траектории, и больше не будет происходить великолепных зрелищ каждые тридцать три года.

Именно в связи с звёздопадом ноябрьских метеоров в 1866 году профессор Адамс сделал очень интересное и прекрасное открытие в математической астрономии. Мы уже видели, что Леониды должны двигаться по…

эллиптическую траекторию, и что они возвращаются каждые тридцать три года, но телескоп не может отслеживать их во время этих путешествий. Все, что мы можем узнать по наблюдениям, — это дата их появления, точка на небе, откуда они исходят, и большой цикл возвращения каждые тридцать три года. Сводя воедино все эти факты, можно определить эллипс, по которому движутся метеоры — не совсем точно: факты не позволяют этого сделать полностью — они лишь указывают на то, что эллипс должен быть одной из пяти возможных орбит. Эти пять возможных орбит — во-первых, огромный эллипс, по которому, как мы теперь знаем, действительно движутся метеориты, и для завершения одного оборота им требуется целых тридцать три года; во-вторых, почти круговая орбита, немного большая по размеру, чем орбита Земли, по которой метеоры прошли бы за немного более года; ещё одна подобная орбита, при которой время движения составляло бы немного меньше года; и две другие небольшие эллиптические орбиты, расположенные внутри орбиты Земли. Профессор Ньютон из Нью-Хейвена, США, ясно показал, что наблюдаемые факты можно объяснить, если метеоры движутся по любой из этих траекторий, но они не могут быть объяснены никакой другой гипотезой. Оставалось выяснить, какая из этих орбит является истинной. Сам профессор Ньютон предложил возможный способ решения этой проблемы. Предложенное им испытание было довольно сложным, поскольку требовало выполнения сложных расчетов в теории возмущений. К счастью, профессор Адамс взялся за это исследование, и благодаря его успешной работе траектория Леонидов была полностью установлена.

При изучении древних записей о появлении крупных потоков метеоров Леонидов было обнаружено, что дата их появления подвергается постепенным и непрерывным изменениям, которые профессор Ньютон оценил в один день каждые семьдесят лет. Из этого следует неизбежный вывод, что точка, в которой траектория метеоров пересекает орбиту Земли, не является фиксированной, а при каждом последующем возвращении они пересекают её примерно на полградуса дальше в направлении движения Земли. Следовательно, орбита, по которой двигаются метеоры, также меняется; траектория, по которой они движутся в ходе одного оборота, незначительно отличается от траектории следующего оборота. Однако поскольку эти изменения происходят в одном и том же направлении, они могут постепенно достичь

Следует учитывать размеры орбит; а степень изменения, происходящего с траекторией метеоров за сотни лет, можно оценить по двум эллипсам, показанным на рис. 78. На рис. 78 представлена история Леонидов: непрерывная линия обозначает орбиту в 126 году н.э.; пунктирная линия — её состояние в настоящее время. Это очевидное изменение орбиты астрономы объясняют тем, что мы уже называли возмущениями. Безусловно, эллиптическое движение этих тел обусловлено действием Солнца, и если бы на них действовало только Солнце, эллипс оставался бы совершенно неизменным. Таким образом, в этом постепенном изменении эллипса проявляется влияние притяжения планет. Было показано, что если метеоры движутся по крупной орбите, то это смещение траектории должно быть обусловлено притяжением планет Юпитера, Сатурна, Урана и Земли; в то время как если метеоры следуют по одной из более мелких орбит, то это притяжение оказывают планеты, находящиеся достаточно близко и имеющие достаточную массу.

Планетами, которые могли бы оказать на них влияние, являются Земля, Венера и Юпитер. Здесь мы видим, как можно ответить на этот вопрос с помощью расчетов. Сложно, но возможно рассчитать, какое воздействие может оказать притяжение планет в каждом из пяти возможных вариантов орбиты. Именно это и сделал Адамс. Он обнаружил, что если метеоры двигаются по большой орбите, то притяжение Юпитера объясняет две трети наблюдаемых изменений, а оставшаяся треть — влияние Сатурна, дополненное небольшим вкладом со стороны Урана. Таким образом, расчеты показали, что большая орбита является возможной. Профессор Адамс также рассчитал величину смещения траектории, которое могло бы возникнуть, если бы метеоры двигались по любой из четырех меньших эллипсов. Это исследование было крайне сложным, но его результаты полностью оправдали усилия. Было показано, что при использовании меньших эллипсов невозможно получить смещение даже вдвое большее, чем наблюдалось на самом деле. Следовательно, эти четыре орбиты должны быть отвергнуты. Таким образом, было доказано, что метеоры двигаются по большой траектории.

Движение метеоров в ходе каждого оборота регулируется законами Кеплера. На участке траектории, наиболее удаленном от Солнца, скорость метеора минимальна — она составляет чуть более мили в секунду; по мере приближения к Солнцу скорость постепенно увеличивается, и к моменту прохождения метеором орбиты Земли ее значение достигает двадцати шести миль в секунду. Земля движется практически в противоположном направлении со скоростью восемнадцати миль в секунду, поэтому, если метеор попадает в атмосферу Земли, он делает это с огромной скоростью, составляющей почти сорок четыре мили в секунду. Если столкновение избегается, метеор продолжает свой путь с постепенно уменьшающейся скоростью, и к моменту завершения одного оборота пройдет тридцать три года и четверть.

Бесчисленные метеоры, составляющие Леониды, расположены в огромном потоке, ширина которого значительно меньше его длины. Если представить орбиту в виде эллипса длиной в семь футов, то поток метеоров можно представить в виде нити из самого тонкого швейного шелка.

Длина его составляет примерно полтора–два фута; он движется вдоль орбиты.[34] Размеры этого потока можно оценить, учитывая, что даже его ширина не может быть меньше 100 000 миль. Его длину можно определить по тому, что, несмотря на скорость около двадцати шести миль в секунду, потоку требуется примерно два года, чтобы пройти через точку, где его орбита пересекается с орбитой Земли. В памятную ночь с 13 на 14 ноября 1866 года Земля погрузилась в этот поток близ его начала и вышла с другой стороны лишь спустя пять часов. В течение этого времени полушарие Земли, обращённое вперед, содержало континенты Европы, Азии и Африки; следовательно, именно в Старом Свете был наблюден сильный метеорный дождь. В тот же день, когда Земля вернулась в то же место, поток ещё не полностью прошёл, и Земля снова погрузилась в него. На этот раз впереди находился американский континент, и именно там был наблюден метеорный дождь 1867 года. Даже в следующем году поток ещё не полностью прошёл, и с тех пор при каждом ежегодном прохождении Земли по этой метеорной «дороге» встречались отдельные метеоры, оставшиеся позади основного потока.

На диаграмме также показана одна примечательная гипотеза, выдвинутая на основании авторитетных данных Ле Верье с целью объяснения того, как поток метеоров попал в Солнечную систему. Орбита, по которой движутся метеоры, не пересекает орбиты Юпитера, Сатурна или Марса, но пересекает орбиту Урана. Иногда бывает так, что Уран проходит через эту точку своей орбиты как раз в тот момент, когда туда прибывает поток метеоров. Ле Верье доказал, что подобное событие произошло в 126 году нашей эры, но с тех пор оно не повторялось. Таким образом, у нас появляется ключ к очень удивительной истории, согласно которой метеоры попали в нашу систему именно в указанный год. Широко распространялись ожидания повторения сильного метеорного дождя в 1899 году, и они имели веские основания, однако они не сбылись. Было замечено лишь несколько метеоров обычного типа.

Предположив, что орбита августовских метеоров имеет форму параболы, Шиапарелли рассчитал размеры и положение этой орбиты в пространстве.

Когда он разобрался в этом, он заметил, что орбита полностью соответствует орбите крупного кометы, появившейся летом 1862 года. Это не могло быть просто совпадением. Плоскость движения кометы совпадала точно с плоскостью движения метеоров; так же были совпадены направления осей их орбит, при этом направление движения было одинаковым, а минимальное расстояние от Солнца до орбиты также оказалось одинаковым в обоих случаях. Это стало доказательством того, что между кометами и стаями метеоров должна существовать какая-то глубокая физическая связь. Ещё одним доказательством этого стало то, что вскоре после этого Леверье рассчитал орбиту ноябрьских метеоров; она оказалась абсолютно идентичной орбите кометы, которая прошла через перигелий в январе 1866 года, а период её обращения составлял тридцать три года и два месяца.

Среди леонидов иногда можно увидеть огненные шары, ярче Венеры, даже вдвое превышающие по видимому размеру Луну; они вспыхивают с молниеносной скоростью и оставляют следы, которые сохраняются от минуты до часа или даже дольше. Но подавляющее большинство метеоров имеют яркость звезд второй, третьей или четвертой величины. Поскольку количество света, излучаемого метеором, зависит от его массы и скорости, мы можем составить представление о его фактической массе; по-видимому, большинство из них весят менее четверти унции; более того, вероятно, что многие из них вообще не весят ни грана. Но мы уже знаем, что комета, скорее всего, представляет собой лишь очень рассеянную стаю мелких частиц, окруженных газом очень низкой плотности, и мы также знаем, что материал кометы постепенно рассеивается в космосе. Нам ещё предстоит рассказать удивительную историю о распаде кометы и о том, что, по-видимому, стало с её частицами.

В ночь на 27 ноября 1872 года произошел обильный метеорный дождь. В этот раз метеоры исходили из радианта в созвездии Андромеды. Как зрелище он, безусловно, уступал великолепному спектаклю 1866 года, но трудно сказать, какой из двух дождей имел большее научное значение.

Безусловно, это поразительное совпадение — что Земля сталкивается с метеорным дождем Андромеды (так называется этот дождь) именно в тот момент, когда пересекает орбиту кометы Биэлы. Мы зафиксировали направление, из которого прилетают метеоры Андромеды при входе в атмосферу; мы также можем определить направление движения кометы Биэлы при прохождении её через орбиту Земли, и оказывается, что направление движения кометы и направление движения метеоров совпадают. Это само по себе является веским и практически неопровержимым доказательством связи между кометой и метеорами; но это ещё не всё. У нас есть данные наблюдений за этим метеорным потоком, относящиеся к XVIII веку, и мы видим, что дата его появления изменилась с 6 или 7 декабря на конец ноября — в полном соответствии с обратным движением точки пересечения орбиты Земли и орбиты кометы Биэлы. Эту комету наблюдали в 1772 году, а затем снова в 1805–1806 годах, прежде чем было открыто её периодическое возвращение каждые семь лет. Её открыл Биэла в 1826 году, и снова наблюдали в 1832 году. В 1846 году астрономический мир был поражён, обнаружив, что вместо одной кометы теперь их две; оба фрагмента снова были замечены при её возвращении в 1852 году. В 1859 году комету Биэлы не удалось увидеть из-за неблагоприятного положения относительно Земли. В 1865–1866 годах, когда также должно было наступить её возвращение, следов кометы Биэлы не было видно, и с тех пор её больше никогда не наблюдали. Следовательно, кажется, что осенью 1872 года наступил срок возвращения кометы Биэлы, и поэтому великий метеорный дождь Андромеды произошёл примерно в то время, когда действительно должна была появиться комета Биэлы. Неотразимым выводом является то, что метеоры, если они и не являются частью самой кометы, то в любом случае тесно с ней связаны. Этот метеорный дождь также запомнился благодаря телеграмме, отправленной профессором Клинкерфюсом господину Погсону в Мадрас. Телеграмма гласила следующее: «Комета Биэлы коснулась Земли 27-го. Проводите поиски в районе Теты Центавра». Погсон действительно провёл поиски и обнаружил комету, но, к сожалению, из-за плохой погоды ему удалось сделать наблюдения только в течение двух ночей. Поскольку для определения орбиты планеты или кометы требуются три наблюдения, рассчитать орбиту кометы Погсона не удалось; однако кажется почти невероятным, что эта орбита может совпадать с орбитой любого из двух компонентов кометы Биэлы.

комета. Однако вполне возможно, что это действительно была комета, двигавшаяся по той же траектории, что и Биела, и метеоры.

Ещё одно проявление метеоров Биелы произошло в 1885 году, что позволило стае совершить два полных оборота с 1872 года. Зрелище 27 ноября 1885 года было великолепным; профессор Ньютон оценил, что в момент наивысшей интенсивности метеоры появлялись со скоростью 75 000 штук в час. В 1892 году комета должна была снова вернуться к перигелию, но в тот год 27 ноября метеоров не наблюдалось, хотя 23 числа было замечено множество метеоров из того же источника. Изменение точки пересечения орбиты метеоров и орбиты Земли, обусловленное этой разницей в четыре дня, Бредихин объяснил воздействием Юпитера на движение стаи.

Примечательно, что крупные метеорные потоки, по-видимому, никогда не выпускали на Землю никаких объектов, достигших её поверхности. Среди миллионов леонидов, персеид или андромедид ни один частицы так и не был пойман и идентифицирован.[35] Те тела, которые падают с неба на Землю и которые мы называем метеоритами, по нашим сведениям, не происходят из крупных метеорных потоков. Возможно, у них совершенно иной источник, чем у периодических метеоров.

Довольно интересно, что вера в небесное происхождение метеоритов — явление современное. В древности, без сомнения, существовали слухи о чудесных камнях, падавших с небес на Землю, но эти сообщения, по-видимому, пользовались малым доверием. Сто лет назад они считались совершенно вымышленными, хотя имелись многочисленные свидетельства на этот счёт. Очевидцы утверждали, что видели, как падают эти камни. Сами тела отличались от других объектов в округе, и были даже подтверждённые случаи, когда люди погибали от этих «небесных гостей».

Без сомнения, наблюдения в основном проводились неграмотными и некультурными людьми. Истинные данные записей были настолько смешаны с вымыслом…

Кроме того, осторожные люди отказывались верить утверждениям о том, что такие объекты действительно падают с неба. Даже в наши дни часто бывает крайне сложно получить точные свидетельства по подобным вопросам. Например, падение метеорита было замечено одним индуистом в джунглях. Камень там действительно был, его метеоритное происхождение не вызывало сомнений, и свидетеля тщательно допрашивали относительно деталей происшествия; однако он настолько испугался шума и опасности, которой, как ему казалось, едва избежал, что смог рассказать лишь немногое или вообще ничего. Он был уверен, однако, что метеорит преследовал его два часа сквозь джунгли, прежде чем упасть на землю!

В 1794 году Кладни опубликовал описание значительной массы железа, которую путешественник Паллас обнаружил в Сибири. Тогда впервые было признано, что этот объект и другие подобные ему должны иметь небесное происхождение. Но даже репутация Кладни и приведенные им аргументы не смогли добиться всеобщего согласия. Вскоре после этого в Лондоне был представлен камень весом пятьдесят шесть фунтов; несколько свидетелей заявили, что видели, как он упал в Уолд-Коттедж в Йоркшире в 1795 году. Этот образец впоследствии был передан в нашу национальную коллекцию и теперь можно увидеть в Музее естественной истории в Саут-Кенсингтоне. Затем начали поступать свидетельства из других мест; было обнаружено, что фрагменты камней из Италии и Бенареса имеют ту же составляющую, что и камень из Йоркшира. Недоверие тех, кто сомневался в небесном происхождении этих объектов, начало уступать место убеждению. Тщательная статья Говарда о метеорите из Бенареса была опубликована в «Philosophical Transactions» в 1802 году, а в следующем году, словно для завершения доказательств, в Л’Эгле в Нормандии произошел большой дождь камней. Французская академия поручила физику Био посетить это место и тщательно изучить обстоятельства этого запоминающегося события. Его исследования полностью развеяли все сомнения, и метеоритные камни были переведены из области геологии в область астрономии. Стоит отметить, что признание небесного происхождения метеоритов совпало со временем открытия первых малых планет. В каждом случае наши знания о Солнечной системе расширялись благодаря новым данным.

из многочисленных крошечных тел, которые, несмотря на свои незначительные размеры, содержат в себе информацию.

Когда возможность падения камней признается, мы можем обратиться к древним записям и отдать им заслуженное признание, которое удерживалось от них столько веков. Возможно, самым ранним из всех этих случаев падения камней, который можно считать достаточно точным с точки зрения истории, является тот, о котором Ливий пишет как о камнях, упавших примерно в 654 году до н.э. на гору Альбан близ Рима. Среди более современных примеров можно упомянуть один, подтвержденный весьма убедительными доказательствами. Он произошел в 1492 году в Энсисхайме, в Эльзасе. Император Максимилиан приказал составить подробное описание произошедшего и хранить его вместе с камнем в церкви. Камень висел в церкви три века, пока во время Французской революции его не унесли в Кольмар, откуда были отломаны его части; одна из этих частей сейчас находится в нашей национальной коллекции. К счастью, этот интересный предмет был возвращен на свое прежнее место в церкви в Энсисхайме, где и по сей день является объектом интереса для туристов. Описание события следующее: «В 1492 году от Рождества Христова, в среду перед Днем святого Мартина, 7 ноября, произошло необычайное чудо: между одиннадцатью часами и полуднем раздался громкий гром и продолжительный хаотичный шум, слышимый на большом расстоянии; камень упал с неба на территории Энсисхайма, весом 260 фунтов. Этот хаотичный шум в других местах был гораздо громче, чем здесь. Затем мальчик увидел, как камень упал на вспаханную землю в верхнем поле, близ рек Рейн и Иль, недалеко от района Гисганг, где было посеяно пшенице; камень не причинил вреда, кроме как сделал там яму; затем его перенесли с этого места, и от него было отломано много частей, что запретил ландвогт. Поэтому они решили поместить его в церковь с намерением выставить как чудо; сюда пришло много людей, чтобы увидеть этот камень, и происходило множество значимых разговоров на его тему; ученые говорили, что не знают, что это такое, ведь было необычно для законов природы, чтобы такой большой камень упал с высоты неба, но что это действительно был…»

Чудо от Бога: до того времени никогда не было ничего подобного — ни слышанного, ни виденного, ни описанного в писаниях. Когда они нашли этот камень, он ушел в землю на половину человеческого роста; все считали, что это была воля Божья, чтобы его нашли. Шум от него был слышен в Люцерне, Виллингене и во многих других местах; он был настолько громким, что люди думали, будто дома обрушились. Поскольку король Максимилиан находился здесь в понедельник после дня святой Екатерины того же года, Его Королевское Величество приказал принести упавший камень в замок. После долгих разговоров на эту тему с дворянами он сказал, что жители Энзисхайма должны взять его и распорядиться о том, чтобы его повесили в церкви, не позволяя никому что-либо с ним взять. Однако Его Величество взял два куска камня: один оставил себе, а другой отправил герцогу Сигизмунду Австрийскому. О камне много говорили; он был подвешен в хоре, где и находится по сей день, и сюда приходило множество людей, чтобы его увидеть.

Признавая небесное происхождение метеоритов, мы не можем не уделять им особое внимание. Они представляют собой единственный прямой способ получения информации о составе объектов, находящихся за пределами нашей планеты. Мы можем взять метеорит в руки, проанализировать его и выяснить, из каких элементов он состоит. Мы не будем вдаваться в подробное описание структуры метеоритов; это скорее задача химиков и минералогов, чем астрономов. Нам достаточно будет краткого описания некоторых наиболее очевидных особенностей. Они послужат введением к обсуждению вероятного происхождения этих объектов.

В Музее естественной истории в Саут-Кенсингтоне можно увидеть великолепную коллекцию метеоритов. Они были собраны со всех уголков земли; их размеры варьируются от объектов, не больше головки булавки, до огромных масс весом в сотни фунтов. Там также есть модели известных метеоритов, оригиналы которых хранятся в различных музеях.

У многих метеоритов во внешнем виде нет ничего особенного. Если бы они падали на морском берегу, ими бы просто не обратили внимания, как и любым другим камням. Однако какую историю может рассказать нам метеорит, если бы только мы смогли его получить! Он упал; его видели, как он падает с неба; но каков был его путь до этого движения? Где он находился 100 лет назад, 1000 лет назад? Какими областями космоса он прошел? Почему он раньше никогда не падал? Почему же он упал именно сейчас? Это лишь некоторые из вопросов, которые возникают у нас, когда мы размышляем об этих чрезвычайно интересных объектах. Некоторые из этих тел состоят из очень характерных материалов; возьмем, к примеру, один из более недавних обнаружений — так называемый роутонский сидерит. Этот объект сильно отличается от более обычных каменных метеоритов. Это такой предмет, что даже случайный прохожий вряд ли пройдет мимо, не обратив на него внимания. Его огромный вес также привлекает внимание, а если его поцарапать или потереть наждачкой, окажется, что это почти чистое железо. Мы знаем обстоятельства, при которых этот кусок железа упал на Землю. 20 апреля 1876 года, примерно в 3:40 дня, в районе нескольких миль в окрестностях деревень в Шропшире, в восьми-десяти милях к северу от Урекина, был слышен странный гул, за которым последовал сильный взрыв. Примерно через час после этого события фермер заметил, что земля на одном из его пастбищ была повреждена; он исследовал яму, которую оставил метеорит, и нашел его, все еще теплым, примерно в восемнадцати дюймах под поверхностью. Несколько человек, работавших неподалеку, слышали шум, издаваемый метеоритом во время его падения. Этот удивительный объект весит 7 3/4 фунта. Это неправильной формы угловатый комок железа, хотя все его края, по-видимому, сгладились в результате нагрева во время полета в атмосфере. Он покрыт толстым черным налетом оксида железа, за исключением места, где он впервые ударился о землю. Герцог Кливленд, на чьей территории он упал, позже подарил его уже упомянутому нашему национальному институту, где, как роутонский сидерит, он привлекает внимание всех, кто интересуется этими удивительными объектами.

Этот сидерит особенно интересен благодаря своим явно металлическим свойствам. Падения объектов такого типа не так часты, как падения каменных метеоритов; на самом деле известно лишь несколько случаев, когда наблюдалось падение метеоритических желез, тогда как падений каменных метеоритов насчитывается десятки и сотни. Из этого можно сделать вывод, что железные метеориты встречаются гораздо реже, чем каменные. Однако посетитель музея вряд ли складывает такое впечатление. В этой обширной коллекции метеоритические железа являются, безусловно, самыми примечательными экспонатами. Объяснение этому несложно. Эти огромные массы железа несомненно являются метеоритами: никто не сомневается в этом. Тем не менее подавляющее большинство из них никогда не наблюдалось в момент падения; их просто находили в условиях, которые однозначно указывают на их метеоритное происхождение. Предположим, например, что путешественник на одной из равнин Сибири или Центральной Америки находит на земле массу металлического железа — как можно объяснить такое явление? Никто не мог принести это железо туда, и в радиусе сотен миль нет железа. Человек никогда не создавал таких объектов, к тому же железо оказывается сплавленным с никелем в том виде, который всегда встречается в известных метеоритах и обычно считается надежным признаком метеоритного происхождения. Следует также отметить, что поскольку железо разрушается под действием коррозии в нашей атмосфере, эта огромная масса железа не могла лежать на месте в течение неопределенного времени; её должны были положить туда в определенный момент. Можно представить только один источник такого объекта — он должен был упасть с неба. На тех же равнинах также падали сотни и тысячи каменных метеоритов, но со временем они разрушаются, и в любом случае не привлекают внимания путешественника так, как это делают железные метеориты. Следовательно, хотя кажется, что каменные метеориты падают гораздо чаще, тем не менее, если их не наблюдать непосредственно в момент падения, их гораздо легче упустить из виду, чем метеоритические железа. Именно поэтому наиболее примечательными экспонатами британской коллекции являются метеоритические железа.

Мы уже говорили, что при падении сидерита Роутона сопровождался шум, и имеются записи о громком взрыве, произошедшем при падении метеорита в Энсисхайме. В этом и заключается характерная особенность данного явления. Почти все наблюдаемые случаи падения метеоритов, по-видимому, сопровождались взрывами. Однако мы не утверждаем, что это абсолютно неизменная черта; к тому же бывает и так, что метеориты взрываются, не оставляя никаких твердых фрагментов, которые можно было бы собрать. Степень интенсивности этого явления наглядно иллюстрирует метеорит Бутсура. Этот объект упал в Индии в 1861 году. Был слышен громкий взрыв; было найдено несколько каменных фрагментов на расстоянии трех–четырех миль друг от друга; при сборке их оказалось, что они подходят друг к другу, что позволило восстановить первоначальную форму метеорита. Некоторые фрагменты отсутствуют (без сомнения, они потерялись, упав незамеченными в места, откуда их невозможно было извлечь), но у нас есть достаточно большое количество фрагментов, чтобы составить четкое представление об неправильной форме объекта до взрыва, раздробившего его на части. Это один из обычных каменных метеоритов, и он противопоставляется сидериту Роутона, который мы только что рассматривали. Существуют и другие типы метеоритов. Так называемый железный метеорит Брайтенбах является хорошим представителем класса таких тел, которые находятся между метеоритными железами и каменными метеоритами. Он состоит из грубо клетчатой массы железа, пространства в которой заполнены минеральными веществами. В музее выставлены срезы объектов промежуточных форм, демонстрирующие эту структуру.

Сначала рассмотрим самую очевидную особенность этих метеоритов. Мы не будем говорить о их химическом составе, а лишь о внешнем виде. Какова самая заметная особенность формы этих объектов? — безусловно, это то, что они представляют собой фрагменты. Очевидно, это части, отломившиеся от какого-то более крупного объекта. Это видно уже при простом рассмотрении их формы; еще более очевидно это при изучении их механической структуры. Часто бывает, что сами метеориты состоят из

меньшие фрагменты. Такую структуру можно проиллюстрировать сечением аэролита, найденного в горах Сьерра-де-Чако, весом около 30 фунтов (рис. 79).

Представленное здесь сечение показывает композитную структуру этого объекта, принадлежащего к классу каменных метеоритов. Его форма свидетельствует о том, что это был на самом деле фрагмент с угловатыми краями и углами. Без сомнения, изначально он мог быть гораздо крупнее при входе в атмосферу. Угловатые края, видимые сейчас снаружи, могли возникнуть в результате последующего взрыва; однако это не может объяснить структуру внутренней части. Здесь мы видим нерегулярные куски различной формы и состава, собранные в единый массив. Если мы хотим найти аналогичные объекты на Земле, нам следует обратиться к некоторым вулканическим породам, в которых имеется множество нерегулярных угловатых фрагментов, скрепленных матрицей, в которой они находятся. Данные, предоставляемые этим метеоритом, являются убедительными в отношении одного аспекта происхождения этих объектов: они должны были прийти в виде фрагментов с какого-то значительного по размерам тела, если не огромного. В этом метеорите имеется множество мелких железных зерен, смешанных с минеральными веществами. Железо во многих метеоритах действительно имеет характеристики, схожие с теми, которые образуются при динамитном взрыве железа. Так, было обнаружено, что большой метеоритный железный объект из Бразилии на самом деле был раздроблен на фрагменты до своего падения на Землю. Эти фрагменты затем снова скрепились нерегулярными жилами минеральных веществ.

В качестве примера аэролита совершенно другого типа можно привести углеродистый метеорит Оргьё, который упал во Франции 14 мая 1864 года. Во время его падения был замечен великолепный метеор, размеры которого соперничали с размерами полной луны. Фактический диаметр этого огненного шара, вероятно, составлял несколько сотен ярдов. Было найдено почти сто фрагментов этого тела, рассеянных на участке земли длиной пятнадцать миль. Этот объект представляет особый интерес, поскольку он относится к редкой группе аэролитов, в которых отсутствует металлическое железо. Он содержит многие из тех же минералов, что и в других метеоритах, но в этих фрагментах они сочетаются с углеродом и веществами белого или желтоватого цвета, способными к кристаллизации.

Это вещество растворимо в эфире и по своим свойствам напоминает некоторые углеводороды. Такое вещество, если бы его не наблюдали при падении на Землю, вероятно, считалось бы продуктом животной или растительной жизни!

Мы уже объясняли, как тело, движущееся с огромной скоростью и сталкивающееся с воздухом, может нагреться до красного или белого каления, а иногда даже превратиться в пар. Как же тогда происходит то, что метеориты выдерживают это огненное испытание и падают на Землю с большой скоростью, но все же значительно меньшей, чем та, которая была бы достаточна для того, чтобы превратить их в пар? Например, если бы метеорит Роутон попал в нашу атмосферу со скоростью двадцать миль в секунду, без сомнения он бы рассеялся из-за тепла; однако частицы, безусловно, в конечном итоге собрались бы вместе и медленно опустились бы на Землю в виде микроскопических железных капель. Как же метеорит избежал такой участи? Следует помнить, что наша Земля также движется со скоростью около восемнадцати миль в секунду, и именно относительная скорость, с которой метеорит врезается в воздух, определяет степень действия трения. Если метеорит вступает в прямое столкновение с Землей, скорость столкновения будет чрезвычайно велика; но бывает и так, что, хотя фактические скорости обоих тел огромны, относительная скорость может оказаться относительно небольшой. В любом случае это одно из возможных объяснений того, почему метеориты попадают на поверхность Земли.

В предыдущих частях главы мы показали, что известные звездные дожди тесно связаны с кометами. Фактически каждый звездный дождь движется по той же траектории, что и комета, и частицы метеоров, скорее всего, сами происходят от кометы. Следовательно, звездные дожди имеют тесную связь с кометами, но сомнительно, существует ли какая-либо связь между метеоритами и кометами. Уже отмечалось, что метеориты никогда не падали во время крупных звездных дождей. Ни одна частица метеорита не была обнаружена среди бесчисленного числа метеоров Леонидов или Персеид; насколько нам известно, Лириды также не сопровождались падением метеоритов, как и Квадрантиды, Геминиды или многие другие дожди, хорошо известные каждому астроному. Нет причин связывать метеориты с этими дождями, поэтому сомнительно, стоит ли связывать их с кометами.

Что касается происхождения метеоритов, то трудно говорить с высокой степенью уверенности. Каждая теория происхождения метеоритов сопряжена с трудностями, поэтому, по-видимому, единственный путь — выбрать ту версию их происхождения, которая кажется наименее маловероятной. Мне кажется, что это условие выполняется в теории австрийского минералога Чермака. Он изучил метеориты из богатой коллекции в Вене и пришел к выводу, что «метеориты имеют вулканическое происхождение на каком-то небесном теле». Давайте попробуем развить эту логику и обсудить проблему, которую можно сформулировать так: предположим, что хотя бы некоторые метеориты были выброшены из вулканов, на каком теле или телах во Вселенной должны находиться эти вулканы? Это действительно вопрос для астрономов и математиков. Как только минералоги утверждают, что эти тела являются вулканическими, вопрос превращается в вопрос расчетов и оценки вероятностей.

Первым шагом в исследовании является четкое понимание динамических условий проблемы. Представим себе вулкан, расположенный на планете. Предположим, что вулкан находится в состоянии извержения, и во время одного из его мощных выбросов он выбрасывает вверх снаряд: этот снаряд будет подниматься, затем остановится и снова упадет. Так происходит в настоящее время при извержениях на Земле.

Вулканы. Известно, что Котопакси способен выбрасывать огромные камни на огромную высоту, но эти камни неизбежно возвращаются на Землю. Гравитация Земли постепенно преодолевает скорость, возникающую в результате взрыва, и камень падает обратно. Но предположим, что извержение ещё более сильное, и камни выбрасываются с планеты на ещё большую высоту над её поверхностью. Предположим, например, что камень запускается на высоту, равную радиусу планеты; тогда сила гравитации уменьшится до четверти от той, что есть на поверхности, и планете будет гораздо сложнее притянуть камень обратно. Не только увеличивается расстояние, на которое камень должен преодолеть, по мере увеличения высоты, но и эффективность гравитации снижается, так что трудность возвращения камня увеличивается вдвойне. Мы уже неоднократно упоминали эту тему и показали, что для каждой планеты существует определённая критическая скорость, зависящая от её массы и радиуса. Если снаряд запускается вверх со скоростью, равной или превышающей эту критическую скорость, то он поднимется так высоко, что уже не вернётся. Все мы помним рассказ Жюля Верна о путешествии на Луну, в котором он описал «Колумбиад» — вымышленный пушку, способную выпускать снаряд со скоростью шесть-семь миль в секунду. Это и есть критическая скорость для Земли. Если бы мы могли представить себе отсутствие воздуха, то пушка такой мощности смогла бы запустить тело вверх, которое бы уже никогда не упало.

Основная проблема в теории Чермака о вулканическом происхождении метеоритов заключается в огромной начальной скорости, которая требуется для этого. «Колумбиад» — это миф, и в настоящее время на Земле мы не знаем никакого природного или искусственного фактора, способного создать столь огромную скорость. Грохот Кракатуа был слышен на расстоянии тысяч миль, но даже в моменты наибольшей активности он не выпускал снаряды со скоростью шесть миль в секунду. Поэтому возникает вопрос: имеют ли другие небесные тела право считаться источниками метеоритов? Мы не можем видеть вулканы ни на каком другом теле, кроме Луны; все остальные тела слишком далеки, чтобы можно было провести такой тщательный осмотр. Вероятно ли, что вулканы на Луне могут когда-либо выпускать снаряды, падающие на Землю?

Эту точку зрения когда-то поддерживали авторитетные ученые. Масса Луны составляет примерно одну восемьдесятую массы Земли. Было бы неверно утверждать, что критическая скорость выстрела пропорциональна массе планеты. Правило заключается в том, что она пропорциональна квадратному корню массы и обратно пропорциональна квадратному корню радиуса. Таким образом, оказывается, что скорость, необходимая для запуска ракеты от Луны, составляет всего примерно одну шестую от скорости, требуемой для запуска ракеты от Земли. Если бы на поверхности Луны существовали вулканы мощностью в одну милю, вполне возможно, что они могли бы быть источником метеоритов. Мы видели, что вся поверхность Луны имеет следы интенсивной вулканической деятельности. Ракета, запущенная с Луны, безусловно, может упасть на Землю, и вовсе не исключено, что некоторые метеориты действительно происходят из этого источника. Однако существует одна большая проблема, связанная с вулканами на Луне. Предположим, объект будет запущен таким образом — под действием притяжения Земли, согласно законам Кеплера, он будет двигаться по орбите вокруг Земли, являющейся фокусом этой орбиты. Если игнорировать воздействие всех других тел, а также воздействие самой Луны, то становится ясно, что метеорит, если он хотя бы раз промахнется мимо Земли, уже никогда не сможет на нее упасть. Необходимо, чтобы минимальное расстояние от центра Земли до орбиты объекта было меньше радиуса Земли; только тогда лунный метеорит сможет упасть на Землю при первом облете. Путешествие метеорита от Луны до Земли занимает всего несколько дней, поэтому, поскольку метеориты продолжают падать, следует предположить, что они постоянно выбрасываются с Луны. Однако вулканы на Луне сейчас неактивны; наблюдатели давно изучают ее поверхность и не обнаруживают никаких достоверных признаков вулканической деятельности в настоящее время. Совершенно невозможно, какими бы способностями ни обладала Луна в прошлом, чтобы в наши дни она продолжала выпускать метеориты. Вполне возможно, что метеорит, выброшенный с Луны в древности, когда ее вулканы были активны, под воздействием возмущений от других тел системы мог изменить свою орбиту таким образом, что в конечном итоге оказался бы в зоне атмосферы и упал на Землю, но ни при каких обстоятельствах Луна не может отправить нам метеорит.

Следовательно, разумно искать вулканы, соответствующие условиям задачи, в других местах. Обратим теперь наше внимание на планеты и рассмотрим обстоятельства, при которых вулканы, расположенные на них, могли бы выбросить метеорит, который в конечном итоге должен упасть на Землю. Мы не можем достаточно хорошо видеть планеты, чтобы определить, имеются ли у них вулканы или имелись ли они когда-либо; однако почти повсеместное наличие тепла в крупных небесных телах позволяет с высокой долей вероятности предположить, что на планетах может существовать какая-то форма вулканической активности. Можно сразу же отбросить гигантские планеты, такие как Юпитер или Сатурн: их поверхность сильно отличается от вулканической; к тому же их огромная масса заставляет предполагать, что метеоритам для того, чтобы избежать притяжения планеты, приходилось бы вылетать с огромной скоростью. Согласно уже изложенному правилу, вулкан на Юпитере должен быть в пять–шесть раз мощнее вулкана на Земле. Чтобы избежать этой сложности, мы естественно обращаемся к более маленьким планетам системы; возьмём, к примеру, один из бесчисленного множества малых планет и рассмотрим, насколько вероятно, что это тело способно выбросить объект, падающий на Землю. Диаметр некоторых из этих тел составляет всего несколько миль. В Солнечной системе существуют тела настолько маленькие, что достаточно будет довольно умеренной скорости, чтобы полностью отбросить от них объект. Мы уже иллюстрировали этот момент, обсуждая малые планеты. Было предположено, что вулкан, расположенный на одной из малых планет, может быть достаточно мощным, чтобы отправить метеориты в долгое путешествие по космосу, пока случай не приведёт к их столкновению с Землёй. Нет особых трудностей в признании возможности существования таких вулканов и того, что они могут быть достаточно мощными, чтобы выбрасывать объекты с поверхности планеты; однако мы должны помнить, что эти объекты должны упасть на Землю, и здесь вступают в игру динамические факторы, требующие нашего пристального внимания. Чтобы сосредоточиться, рассмотрим одну из малых планет — для этой цели возьмём Цереру. Чтобы метеорит упал на Землю, он должен пройти через узкое кольцо шириной около 8000 миль, обозначающее траекторию Земли; будет недостаточно, если объект просто пролетит мимо.

Чтобы метеорит прошел через эклиптику внутри или снаружи кольца, он должен фактически пройти через эту узкую полосу, и только тогда, если Земля окажется там в тот же момент, метеорит упадет. Первым условием, которое необходимо выполнить, является то, чтобы траектория метеорита проходила через это узкое кольцо. Это можно достичь путем проекции из какой-либо точки орбиты Цереры. Однако на чисто динамических основаниях можно показать, что, хотя вулканическая энергия, достаточная для выстреливания объекта с Цереры, может быть не такой уж значительной, тем не менее, чтобы этот объект пересек траекторию Земли, динамические требования предполагают наличие на Церере вулкана мощностью не менее трех миль. Таким образом, предложение использовать небольшую планету не принесло нам особой пользы, поскольку мы не обнаружили, что умеренная вулканическая активность будет достаточной. Но с Церерой связана еще одна сложность: кольцо на эклиптике очень узкое по сравнению с другими размерами данной проблемы. Церера находится на большом расстоянии, и для того, чтобы проектировать ракету так, чтобы она как раз прошла через это кольцо и упала ни внутри, ни снаружи, ни сверху, ни снизу, потребуется чрезвычайно высокая точность вулканической деятельности на Церере. На каждый успешный попадание приходится очень много неудачных попыток. Мы попытались провести расчеты с помощью теории вероятностей и обнаружили, что шансы на такое событие составляют примерно 50 000 к 1; следовательно, из каждых 50 000 объектов, выпущенных из какой-либо точки орбиты Цереры, можно ожидать, что только один сможет соответствовать даже первому из необходимых условий, чтобы в конечном итоге упасть на нашу планету. Таким образом, очевидно, что существуют два возражения против Цереры (и то же самое можно сказать и о других небольших планетах) как возможного источника метеоритов. Во-первых, несмотря на небольшую массу планеты, все равно требуется очень мощный вулкан; во-вторых, мы вынуждены предполагать, что на каждый объект, который когда-либо достиг Земли, должно было быть выброшено как минимум 50 000 других объектов. Следовательно, ясно, что если метеориты действительно были выброшены с какой-либо планеты Солнечной системы, большой или маленькой, то вулкан по той или иной причине должен был быть очень мощным. Это заставляет нас задаться вопросом, какая планета по другим причинам имеет наибольшие шансы стать источником метеоритов.

Мы, конечно, признаем, что в настоящее время вулканы на Земле совершенно лишены необходимой силы; но были ли земные вулканы всегда настолько слабыми, какими они являются в наши дни? Существуют основания полагать, что в самые ранние эпохи геологического времени вулканическая активность на Земле была гораздо сильнее, чем сейчас. Мы полностью признаем трудности точки зрения, согласно которой метеориты действительно происходят с Земли; но у них должна быть какая-то прародина, и разумно указать источник, который кажется наиболее вероятным. Предположим на мгновение, что в первобытные эпохи вулканической активности происходили мощные извержения, выбрасывавшие объекты с достаточной скоростью: эти объекты поднимались бы вверх, выходили бы за пределы земного притяжения, попадали бы под действие солнечного притяжения и были бы вынуждены вечно вращаться вокруг Солнца. Без сомнения, сопротивление воздуха представляло бы огромную трудность, но это сопротивление значительно уменьшилось бы, если бы кратер находился на очень большой высоте над уровнем моря; кроме того, если бы большое количество выброшенных газов или паров сопровождало более твердые материалы, эффект сопротивления воздуха уменьшился бы еще больше. Некоторые из этих объектов, возможно, вращались бы по гиперболическим орбитам и удалялись бы навсегда, не возвращаясь; другие же попадали бы на эллиптические траектории. Вокруг Солнца эти объекты вращались бы веками, но при каждом обороте — и в этом заключается важный момент — они проходили бы через точку, откуда были изначально выпущены. Другими словами, каждый объект, таким образом выброшенный с Земли, при каждом обороте пересекал бы траекторию Земли. В этом факте содержится огромная вероятность в пользу Земли по сравнению с Церерой. Вероятно, только один из 50 000 метеоритов, выброшенных с Цереры, пересек бы траекторию Земли, в то время как каждый метеорит, выброшенный с Земли, неизбежно это сделает.

Если эта точка зрения верна, то в космосе должно существовать множество метеоритов, движущихся по эллиптическим орбитам вокруг Солнца. У этих орбит есть одна общая черта: все они пересекают траекторию Земли. Иногда бывает так, что в момент пересечения метеоритом этой точки Земля находится именно там.

В таком случае долгие путешествия этих маленьких тел заканчиваются, и они падают обратно на Землю, от которой отделились много веков назад.

Стоит подчеркнуть контраст между лунной теорией метеоритов (которая, по нашему мнению, маловероятна) и земной теорией (которая кажется более вероятной). Согласно лунной теории, как мы уже видели, необходимо, чтобы некоторые лунные вулканы были все еще активны. В земной теории достаточно лишь предположить, что вулканы на Земле когда-то обладали достаточной взрывной силой. Никто не полагает, что вулканы на Земле сейчас выбрасывают фрагменты, которые в будущем станут метеоритами; однако кажется возможным, что Земля в эти спокойные времена постепенно собирает обратно те фрагменты, которые она выбросила на ранних этапах своей истории. Следовательно, если принять вместе с Чермаком предположение, что многие метеориты имеют вулканическое происхождение на каком-либо значительном небесном теле, мы вынуждены согласиться с теми, кто считает, что этим телом, скорее всего, является Земля.

Интересно отметить несколько обстоятельств, которые, по-видимому, подтверждают точку зрения о том, что многие метеориты имеют древнее земное происхождение. Самым характерным компонентом этих тел является сплав железа и никеля, который встречается практически повсеместно. Иногда, как в случае с сидеритом Роутона, весь объект состоит почти исключительно из этого сплава; иногда же он находится в виде зерен, распределенных по всей массе. Когда Норденшёльд обнаружил в Гренландии глыбу чистого железа, содержащую никель, это сразу же было сочтено пришельцем с небес. Его назвали метеоритом Овифак, а крупные куски железа были доставлены в наши музеи. Например, в национальной коллекции имеется очень интересный экземпляр вещества Овифак. Тщательный осмотр показывает, что этот так называемый метеорит находится в слое базальта, выброшенного из недр Земли. Те, кто верит в метеоритное происхождение железа Овифак, вынуждены признать, что вскоре после извержения базальта, когда он еще был мягким, этот огромный по массе и объему железный метеорит случайно упал в этот особый мягкий слой. Однако все больше сторонников считают, что эта огромная масса железа вовсе не была пришельцем с небес, а просто вышла из недр Земли.

из земли вместе с самим базальтом. Прекрасные образцы в Британском музее показывают, как железо входит в состав базальта, что делает крайне вероятным то, что источник железа действительно находится внутри земли, а не снаружи неё. Если дальнейшие исследования подтвердят это, как сейчас кажется вероятным, это станет очень важным шагом в доказательстве земного происхождения метеоритов. Если железо из Овифака действительно связано с базальтом, у нас будет доказательство того, что сплав железа и никеля является поистине земным веществом, найденным в глубинах Земли и связанным с вулканическими явлениями. В таком случае объяснить наличие железа в метеоритах уже не будет сложно. Когда огромные вулканы были активны, они выбрасывали массы этого железного сплава, который, путешествуя вокруг Солнца на протяжении веков, наконец снова вернулся. Как бы для подтверждения этой точки зрения, профессор Эндрюс обнаружил частицы чистого железа в базальте Джайантс-Козуэй, а вероятность наличия там больших масс железа в связи с базальтовыми образованиями была доказана исследованиями магнетизма покойного проктора Ллойда.

Помимо более твердых метеоритов, нет сомнений в том, что обломки обычных падающих звезд должны падать на Землю в виде легких дождей небесной пыли. В арктических регионах часто находили снег, окрашенный следами пыли, содержащей частицы железа. Подобные частицы обнаруживались на башнях соборов и во многих других местах, где они могли попасть туда только из воздуха. Почти нет сомнений в том, что некоторые частицы в солнечных лучах, а также многие из тех частиц, которые хорошие домохозяйки считают пылью, действительно имеют космическое происхождение. Во время знаменитого плавания «Челленджера» тралы вынесли с глубин Атлантики не «золотые клинья, огромные якоря, кучи жемчуга», но среди ила, который они подняли, было обнаружено множество магнитных частиц, которые, по всем признакам, упали с неба и затем опустились на глубины океана. Песок из пустынь Африки, исследуемый под микроскопом, содержит следы крошечных частиц железа, имеющих признаки воздействия высоких температур.

Земля постоянно притягивает этот космический пыль, но теперь она никогда не теряет ни одной частицы своей массы. Последствия этого неизбежны: масса Земли должна увеличиваться. И хотя изменения могут быть незначительными, для тех, кто изучал труд Дарвина об «земляных червях», или для тех, кто знаком с современной теорией эволюции, станет очевидно, что значительные результаты могут быть достигнуты под воздействием незначительных факторов, действующих в одном направлении. Весьма вероятно, что значительная часть твердой субстанции нашей планеты происходит от метеоритного вещества, которое постоянно падает на ее поверхность.

ГЛАВА XVIII.
ЗВЕЗДНОЕ НЕБО.

Созвездия — Большая Медведица и Показатели направления — Полярная звезда — Кассиопея —
Андромеда, Пегас и Персей — Тукан: Авига, Капелла, Альдебаран —
Телец, Орион, Сириус; Кастор и Поллукс — Лев — Боот, Корона и Геркулес
— Дева и Спика — Вега и Лира — Лебедь.

Ученик астрономии должен ознакомиться с основными созвездиями на небе. Это полезное знание, которое может стать частью образования каждого ребенка в стране. Мы начнем наше рассмотрение звездной системы с краткого описания основных созвездий, видимых в северном полушарии, и дополним наше описание простыми картами звезд, которые помогут начинающему опознавать основные элементы звездного неба.

В одной из предыдущих глав мы обратили внимание ученика на замечательное созвездие звезд, известное астрономам как Большая Медведица. Оно составляет самую заметную группу на северном небе и в северных широтах никогда не садится. В 11 часов вечера в апреле Большая Медведица находится прямо над головой (для наблюдателя в Великобритании); в то же время в сентябре она находится низко на севере; в июле — на западе; к Рождеству — на востоке. С древнейших времен эта группа звезд привлекала внимание. Звезды Большой Медведицы были включены в большой каталог звезд, составленный две тысячи лет назад и дошедший до нас. На основе положений звезд, указанных в этом каталоге, можно восстановить облик Большой Медведицы в те древние времена. Это уже было сделано, и оказывается, что семь основных звезд за это время практически не изменились, поэтому конфигурация Большой Медведицы остается практически такой же, как и тогда. Начинающий должен сначала ознакомиться с этой группой из семи звезд, после чего его дальнейшее изучение этой области астрономии значительно упростится. Большая Медведица действительно является великолепным созвездием, и ее единственный соперник — это Орион, который содержит более яркие звезды, хотя и занимает меньшую площадь на небе.

Рис. 80. — Большая Медведица и Полярная звезда.

Рис. 81. — Большая Медведица и Кассиопея.

Прежде всего мы видим, как Большая Медведица помогает легко найти Полярную звезду — самый важный объект на северном небе. Полярную звезду очень удобно определять по направлению двух звезд β и α Большой Медведицы, которые обычно называются «указателями». Это использование Большой Медведицы показано на диаграмме на рис. 80: линия βα, продолженная дальше и слегка изогнутая, ведет к Полярной звезде. Совершить ошибку при её поиске невозможно, поскольку она является единственной яркой звездой в этом районе. Опознав её один раз, можно будет легко находить её и в будущем, причем наблюдатель неизбежно заметит, насколько постоянно она сохраняет своё положение на небе. Другие звезды либо восходят, либо заходят, либо, подобно Большой Медведице, опускаются низко на севере, не заходя полностью, но Полярная звезда не проявляет значительных изменений. Летом или зимой, ночью или днем, Полярную звезду всегда можно найти в том же месте — по крайней мере, в рамках обычных наблюдений. Бесспорно, когда мы используем точные инструменты обсерватории, представление о постоянстве положения Полярной звезды отпадает; тогда мы видим, что она движется медленно и каждые двадцать четыре часа описывает небольшой круг вокруг истинного полюса неба.

это не совпадает с Полярной звездой, хотя и находится рядом с ней. В настоящее время расстояние составляет немного более одного градуса, и оно постепенно уменьшается; к 2095 году оно будет меньше полуградуса.

Сама Полярная звезда принадлежит к другой небольшой группе звезд, известной как Малый Медведь. Два основных члена этой группы, яркость которых уступает только Полярной звезде, иногда называются «Стражами». Большой Медведь, Малый Медведь и Полярная звезда образуют в северном небе группу, у которой нет аналогов среди созвездий, расположенных в южном небе. У Южного полюса нет заметной звезды, позволяющей приблизительно определить его положение — что создает трудности для астрономов и мореплавателей в южном полушарии.

Теперь легко добавить третье созвездие к уже известным двум. На противоположной стороне от Полярной звезды, напротив Большого Медведя, и на примерно таком же расстоянии находится очень красивая группа из пяти ярких звезд, образующих букву «W». Это наиболее заметные звезды созвездия Кассиопея, которое в целом содержит около шестидесяти звезд, видимых невооруженным глазом. Когда Большой Медведь находится низко на севере, то Кассиопея находится высоко над головой; когда же Большой Медведь высоко над головой, то Кассиопею нужно искать низко на севере. Расположение ключевых звезд настолько выразительно, что, как только глаз их узнает, дальнейшее идентифицирование становится очень легким — тем более если учесть, что Полярная звезда находится посередине между Кассиопеей и Большим Медведем (рис. 81). Эти важные созвездия послужат ориентирами для остальных. Мы покажем, как начинающий может различать другие группы звезд, видимые с Британских островов или из подобных северных широт.

Следующим созвездием, которое следует распознать, является впечатляющая группа, включающая Большой квадрат Пегаса. В отличие от Большого Медведя или Кассиопеи, он не считается «циркумполярным». Большой квадрат Пегаса заходит и восходит ежедневно. Его трудно увидеть весной и летом, но осенью и зимой четыре звезды, образующие его углы…

Квадрат Пегаса легко можно распознать. В этой небольшой области имеются определенные маленькие звезды; при помощи обычного зрения в этих широтах можно насчитать примерно тридцать таких звезд. На юге Европы, где небо чистое и ясное, количество видимых звезд значительно возрастает. Один внимательный наблюдатель в Афинах насчитал в том же регионе 102 звезды.

Квадрат Пегаса можно найти, проведя линию от Звезды Поля через конец созвездия Кассиопеи. Если продлить эту линию еще на примерно такое же расстояние, она приведет глаз к центру Квадрата Пегаса (рис. 82).

Линия, проходящая через звезды β и α в созвездии Пегас и продолженная на 45° на юг, указывает на важную звезду Фомальгаут, расположенную в «рту» Южной Рыбы. Справа от этой линии, примерно на полпути вниз, находится довольно нечеткое созвездие Водолея; там можно заметить небольшой равносторонний треугольник с звездой посередине.

Квадрат Пегаса не является хорошим примером того, как следует определять границы созвездий. Не может существовать более естественной группы звезд, чем эти четыре звезды квадрата; они, безусловно, должны быть включены в одно созвездие. Три из этих звезд — обозначенные как α, β, γ — действительно принадлежат созвездию Пегас; но звезда, находящаяся в четвертом углу (также обозначенная как α), находится в другом созвездии — Андромеде.

Это действительно самая яркая звезда в созвездии Андромеды. Остальные яркие звезды этого созвездия обозначаются как β и γ; их легко идентифицировать, если провести линию, соответствующую одной из сторон «Квадрата Пегаса», в изогнутом направлении. Таким образом получается группа из семи звезд, которые легко узнаваемы и запоминаются, несмотря на то, что они принадлежат к трем разным созвездиям. Это α, β и γ созвездия Пегаса; α, β и γ созвездия Андромеды; а также α созвездия Персея. Эти три звезды образуют своего рода «ручку», тянущуюся от одной из сторон квадрата; это красивая группа звезд, полезная для дальнейшей идентификации небесных объектов. Звезда β Андромеды вместе с двумя более мелкими звездами образует «пояс» несчастной героини.

Звезда α Персея расположена между двумя другими звездами (γ и δ) того же созвездия. Если провести кривую, проходящую через эти три звезды, и продлить её, мы придем к одному из самых красивых объектов северного неба — прекрасной звезде Капелле в созвездии Упряжника (рис. 83). Рядом с Капеллой находятся три маленькие звезды, образующие равнобедренный треугольник; это звезды Гёди или Дети. Капелла и Вега, за исключением Арктура, являются двумя самыми яркими звездами северного неба; хотя Вега, вероятно, ярче, существует и противоположное мнение. Разные люди часто имеют разные оценки относительной яркости звезд, которые похожи по яркости. Сложность проведения точного сравнения между Вегой и Капеллой значительно возрастает из-за большого расстояния между ними в небе, а также из-за небольшой разницы в цвете: Вега значительно белее Капеллы. Этот контраст в цвете звезд часто становится причиной неопределенности при попытке сравнить их относительную яркость; поэтому при использовании инструментальных методов для измерений необходимо поочередно сравнивать эти две звезды с каким-либо объектом среднего оттенка.

Рис. 83. — Персей и соседние с ним звезды.

На противоположной от Капеллы стороне полюса, но не так уж далеко от неё, находятся четыре маленькие звезды, образующие четырехугольник. Они составляют голову Дракона, тело которого извивается вокруг самого полюса.

Если продолжить кривую, образованную тремя звездами γ, α и δ в созвездии Персея, и если плавно изогнуть эту кривую в противоположном направлении, как показано на рис. 83, мы придем к двум другим важным звездам в созвездии Персея, обозначенным как ε и ζ. Область созвездия Персея является одной из самых богатых на звезды в небе. Здесь находится великолепная часть Млечного Пути, а поле зрения телескопа заполнено звездами до предела.

Число. Даже небольшой телескоп или бинокль, направленные на этот многолюдный созвездие, неизбежно порадуют наблюдателя и произведут на него глубокое впечатление от масштабов звёздного неба. В следующем абзаце мы кратко перечислим некоторые из самых примечательных объектов, видимых в телескоп в созвездии Персея. Продолжая на той же рисунке линии ε и ζ, мы попадаем к замечательной небольшой группе, известной как Плеяды.

Рис. 84. — Плеяды.

Плеяды образуют группу, настолько широко известную и легко узнаваемую, что кажется излишним давать какие-либо дополнительные указания для их обнаружения. Однако следует отметить, что в этих широтах их невозможно увидеть до полуночи летом. Предположим, что поиски ведутся около 11 часов вечера: 1 января Плеяды будут находиться высоко в небе на юго-западе; 1 марта в то же время их можно будет увидеть, как они садятся на западе. 1 мая их не увидеть; 1 июля их также не увидеть; 1 сентября они будут находиться низко на востоке. 1 ноября они снова будут высоко в небе на юго-востоке. 1 января следующего года Плеяды окажутся в том же положении, что и в тот же день предыдущего года, и так из года в год. Возможно, нет необходимости…

Здесь вряд ли нужно объяснять, что эти изменения на самом деле не обусловлены движением созвездий; они происходят, конечно же, из-за кажущегося годового движения Солнца среди звезд.

Рис. 85. — Орион, Сириус и соседние звезды.

На рисунке (Рис. 84) показаны Плеяды — группа из десяти звезд; это примерно тот числ звезд, которые можно увидеть невооруженным глазом у людей с очень острым зрением. Минимальная мощность телескопа

Количество звезд увеличится до тридцати или сорока (Галилео с помощью своего первого телескопа увидел более сорока звезд); при использовании телескопов с большей мощностью это число ещё больше возрастает. Благодаря мощному телескопу было зафиксировано не менее 625 звезд в этой области. Однако звезды расположены слишком редко, чтобы составлять хороший объект для наблюдения через телескоп, за исключением случаев, когда используется телескоп с большим полем зрения и низкой мощностью. При наблюдении через бинокль это создаёт очень приятное зрелище.

Рис. 86. Кастор и Поллукс.
Если провести луч от Полярной звезды до Капеллы и продлить его достаточно далеко, как показано на рис. 85, мы попадём к великой созвездии зимнего неба — великолепной группе Ориона. Сияние звёзд в Орионе, заметный пояс из звёзд, а также объекты, видимые через телескоп, делают эту группу особенной и, возможно, ставят её во главу всех созвездий. Главная звезда Ориона известна как α Ориона или Бетельгейзе; именно под этим именем она и обозначена здесь. Она расположена над тремя звёздами δ, ε, ζ, которые образуют пояс. Бетельгейзе — звезда первой величины; такой же величины имеет и Ригель, находящийся на противоположной стороне пояса. Таким образом, Орион отличается тем, что содержит две звезды первой величины, в то время как пять других звёзд, показанных на рис. 85, относятся ко второй величине.

В окрестностях Ориона находятся некоторые важные звёзды. Если продолжить линию пояса вверх направо, мы попадём к ещё одной звезде первой величины — Альдебарану, который по своему красноватому цвету сильно напоминает Бетельгейзе. Альдебаран является самой яркой звездой в созвездии…

Телец. Именно в этом созвездии находятся уже упомянутые Плеяды, а также ещё одна более рассеянная группа звёзд под названием Гиады, которую можно обнаружить рядом с Альдебараном.

Рис. 87. — Большая Медведица и Лев.
Линия пояса Ориона, продолжаясь вниз слева, направляет взгляд к «драгоценности неба» — великолепной Звезде Сириус, самой яркой звезде на небесах. Для описания яркости Сириуса действительно пришлось создать особую шкалу магнитуд; все остальные звёзды первой магнитуды, такие как Вега и Капелла, Бетельгейзе и Альдебаран, значительно уступают ей по яркости. Сириус вместе с несколькими другими звёздами гораздо меньшей яркости образует созвездие Большой Собаки.

Для начинающих будет полезно обратить внимание на крупную фигуру неправильной формы, напоминающую ленточку; четырьмя вершинами этой фигуры являются звёзды первой магнитуды.

Альдебаран, Бетельгейзе, Сириус и Ригель (рис. 85). Пояс Ориона расположен симметрично в центре группы, и вся картина настолько впечатляюща, что, увидев её один раз, вряд ли можно будет забыть её.

Примерно на полпути от Квадрата Пегаса до Альдебарана находится главная звезда созвездия Овна — яркая звезда второй величины; вместе с двумя другими звездами она образует дугу, на другом конце которой находится звезда γ того же созвездия; это была первая двойная звезда, обнаруженная человеком.

Мы можем снова воспользоваться помощью Большой Медведицы, чтобы указать звезды созвездия Близнецов (рис. 86). Если продлить диагональ, соединяющую звезды δ и β в теле Медведицы, в направлении, противоположном хвосту, то она приведёт к Кастору и Поллуксу — двум выдающимся звездам второй величины. Эта же линия, продолженная немного дальше, проходит рядом с звездой Процион первой величины, которая является единственным заметным объектом в созвездии Малого Пса.

Рис. 88. — Боот и Корона.

Рис. 89. — Дева и соседние созвездия.
Очертания Большой Медведицы, обозначенные как α и β, также могут служить для определения положения созвездия Льва. Если провести линию, соединяющую эти точки, в направлении, противоположном тому, который используется для поиска полюса, мы попадем в область созвездия Льва. Это созвездие можно узнать по звезде первой величины под названием Регул. Она является одной из звезд, образующих структуру, напоминающую серп: три звезды этой группы имеют вторую величину. Серп заслуживает особого внимания, поскольку именно от него исходит источник периодических метеорных дождей, известных как Львиные метеоры. Регул находится на пути Солнца среди звезд; Солнце проходит мимо этой звезды 21 августа каждого года.

Между Близнецами и Львом можно найти незаметную созвездие Рака; самым заметным объектом в нем является туманное пятно под названием Пресепе, или Пчелиный улей; с помощью самого маленького телескопа его можно разложить на составляющие звезды.

Рис. 90. — Созвездие Лира. Хвост Большой Медведицы, если продлить его по кривой, которая у него имеется, приводит к яркой звезде первой величины под названием Арктур — главной звезде созвездия Боота (рис. 88). На рисунке также показаны ещё несколько звезд этого созвездия, обозначенных буквами β, γ, δ и ε. Среди звезд, видимых в этих широтах, Арктур по яркости может сравниться с Сириусом. Две звезды в южном полушарии, невидимые в этих широтах — α Центавра и Канопус — почти так же ярки, как Вега и Капелла, но не так ярки, как Арктур.

В непосредственной близости от созвездия Большого Пса находится примечательная полукруглая группа звезд, известная как Корона Большого Пса. Её легко найти по указанному на рисунке положению, либо можно определить её, следуя изогнутой линии, обозначенной буквами β, δ, ε и ζ в созвездии Большой Медведицы.

Рис. 91. — Вега, Лебедь и Орел.
Созвездие Девы в первую очередь характеризуется звездой первой величины под названием Спика, или α Девы. Её можно найти, опираясь на созвездие Большой Медведицы: если продлить линию, соединяющую две звезды α и γ в этом созвездии, с небольшой изгибом, она приведет глаз к Спике. Здесь стоит отметить ещё одну из тех крупных конфигураций звезд, которые весьма помогают в изучении звездного неба. Это красивый равносторонний треугольник, двумя вершинами которого являются Арктур и Спика; третью вершину обозначает Денебола — яркая звезда, расположенная рядом с хвостом Льва (рис. 89).

Летними вечерами, когда Корона Большого Пса находится прямо над головой, линия, идущая от Полярной звезды через её менее яркий край и почти до южного горизонта, встречается с яркой красной звездой Кор Скорпиона, или Сердце Скорпиона (Антарес). Именно эта звезда была первой, которую удалось увидеть в телеспектре днем.

Звезда первой величины Вега, находящаяся в созвездии Лиры, легко можно найти в вершине крупного треугольника, основаниями которого являются Полярная звезда и Арктур (рис. 90). Ослепительная белизна Веги привлекает внимание, а небольшая группа соседних звезд, образующих созвездие Лиры, делает его одним из наиболее четко очерченных созвездий.

Рядом с Вегой находится еще одно важное созвездие — Лебедь. Самая яркая звезда этого созвездия соответствует вершине прямоугольного треугольника, основанием которого является линия, идущая от Веги до Полярной звезды, как показано на рис. 91. В созвездии Лебедя есть пять основных звезд, которые образуют созвездие довольно примечательной формы.

Последним созвездием, которое мы здесь описываем, является Орел; оно содержит звезду первой величины под названием Альтаир. Эту группу звезд легко можно найти по линии, идущей от Веги через звезду β Лебедя и проходящей рядом с линией из трех звезд, образующих характерную часть созвездия Орла.

Мы воспользовались возможностью, чтобы на этих скетчах созвездий указать положения некоторых других примечательных объектов, видимых в телескоп, описание которых придется отложить до следующих глав.

ГЛАВА XIX.
ДАЛЕКИЕ СОЛНЦА.
Сириус в сравнении с Солнцем — Звезды можно взвешивать, но не измерять в общем виде — Спутник Сириуса — Определение масс Сириуса и его спутника — Темные звезды — Переменные и временные звезды — Огромное количество звезд.

Великолепная выдающаяся роль Сириуса привела к тому, что его начали наблюдать с чрезвычайной тщательностью с самых ранних времен в истории астрономии. Каждое поколение астрономов посвящало время и усилия на определение точных положений самых ярких звезд на небе. Таким образом накопилось огромное количество наблюдений относительно положения Сириуса среди звезд, и было обнаружено, что, как и многие другие звезды, Сириус имеет то, что астрономы называют прямым движением. Сравнивая положение Сириуса относительно других звезд сейчас с тем положением, которое он занимал сто лет назад, обнаруживается разница в две минуты (127´´) в его расположении. Это небольшое значение: оно настолько мало, что невооруженным глазом его не увидеть. Если бы мы могли увидеть небо таким, каким оно было сто лет назад, мы все равно увидели бы эту звезду в ее хорошо известном месте слева от Ориона. Тщательное сравнение невооруженным глазом едва позволило бы заметить, что Сириус движется за два, или даже за три, или за четыре века. Но точность меридианного круга делает эти незначительные величины очевидными и придает им их истинное значение. Для глаза астронома Сириус, вместо того чтобы медленно двигаться с такими скоростями, которые не будут заметны в течение веков, следует своим величественным путем со скоростью, соответствующей его размерам.

Хотя скорость Сириуса составляет около 1000 миль в минуту, иногда она бывает немного выше, а иногда немного ниже среднего значения. Для астронома этот факт содержит много информации. Если бы Сириус был одинокой звездой, сопровождаемой лишь относительно незначительными планетами, в его движении не могло бы быть никаких нерегулярностей. Если бы он когда-то начал движение с определенной скорости

с скоростью 1 000 миль в минуту, то она должна сохранять эту скорость. Ни течение веков, ни огромная длина пути не могли её изменить. Траектория Сириуса была бы неизменной по направлению; и она бы проходила с неизменной скоростью.

Тот факт, что Сириус двигался не равномерно, представлял такой интерес, что привлек внимание Бесселя, когда он обнаружил эти нарушения в 1844 году. Рис. 92 — Орбита Сириуса (профессор Бернхэм). Полагая, как и Бессель, что для этих нарушений должна существовать какая-то подходящая причина, было трудно сомневаться в том, какой же она может быть. Когда движение нарушается, должна действовать сила, и единственная сила, которую мы признаем в таких случаях, — это гравитация. Но гравитация может действовать только от одного тела к другому; поэтому, ища причину нарушения движения Сириуса под действием гравитации, мы вынуждены предположить, что рядом с Сириусом должно находиться какое-то мощное и массивное тело. Этот вопрос снова был рассмотрен Петерсом и…

Ауверсы смогли на основе несовершенств в движении Сириуса определить характер орбиты тела, влияющего на его движение. Они смогли показать, что это тело должно вращаться вокруг Сириуса примерно за пятьдесят лет; хотя им и не удалось определить его расстояние от Сириуса, они смогли указать направление, в котором оно должно находиться. На рисунке 92 показана орбита Сириуса, представленная мистером Бернхэмом из обсерватории Йеркса.

Обнаружение спутника Сириуса и проведенные исследования позволяют нам определить массу этой знаменитой звезды. Давайте попробуем проиллюстрировать эту тему. Несомненно, следует с осторожностью относиться к числовым оценкам, которые мы используем. Спутник Сириуса — это сложный для наблюдения объект; до 1896 года его можно было отследить лишь на участке дуги в 90°. Поэтому мы пока не можем с абсолютной точностью сказать, сколько времени требуется спутнику на один оборот вокруг Сириуса. Однако мы можем считать, что это время составляет пятьдесят два года. Мы также знаем расстояние от Сириуса до его спутника; его можно оценить примерно в двадцать один раз больше расстояния от Земли до Солнца. В первую очередь полезно сравнить период обращения спутника вокруг Сириуса с периодом обращения планеты Уран вокруг Солнца. Если считать расстояние до Земли равным единице, то радиус орбиты Урана составляет примерно девятнадцать единиц, а на один полный оборот Урану требуется восемьдесят четыре года. В Солнечной системе нет планеты на расстоянии двадцать один единицы; но согласно третьему закону Кеплера можно показать, что если бы такая планета существовала, ее период обращения составлял бы примерно девяносто девять лет. Теперь у нас есть все необходимые данные для сравнения массы Сириуса и массы Солнца. Тело, вращающееся вокруг Сириуса на определенном расстоянии, совершает один оборот за пятьдесят два года. Чтобы совершить один оборот на том же расстоянии вокруг Солнца, телу потребовалось бы девяносто девять лет. Чем быстрее движется тело, тем больше должна быть центробежная сила, а значит, и притягивающая сила центрального тела. Из принципов динамики следует, что притягивающая сила обратно пропорциональна квадрату периода обращения. Следовательно, притягивающая

Сила притяжения Сириуса должна соотноситься с силой притяжения Солнца в такой же пропорции, в которой находится квадрат числа 99 к квадрату числа 52. Поскольку расстояния в обоих случаях предполагается равными, силы притяжения будут пропорциональны массам. Следовательно, мы делаем вывод, что масса Сириуса вместе с массой его спутника соотносится с массой Солнца вместе с массой его планеты в соотношении три с половиной к одному. Мы уже знали, что Сириус гораздо ярче Солнца; теперь мы узнали, что он также гораздо массивнее.

Прежде чем закончить рассмотрение Сириуса, есть ещё один очень важный момент, который необходимо рассмотреть. Существует значительное различие в яркости Сириуса и его спутника: Сириус — это звезда, значительно превосходящая по яркости все остальные звезды первой величины, в то время как его спутник крайне тускл. Даже если бы он полностью удался от ослепительной близости Сириуса, он всё равно оставался бы лишь небольшой звездой восьмой или девятой величины, значительно ниже пределов видимости невооружённым глазом. Численно говоря, Сириус в 5000 раз ярче своего спутника, но в два раза лишь массивнее! Это очень значительное различие; оно становится ещё более очевидным, если сравнить спутник Сириуса с нашим Солнцем. Спутник Сириуса немного массивнее нашего Солнца, но, несмотря на свою незначительно меньшую массу, наше Солнце гораздо мощнее с точки зрения излучения света. Сто спутников Сириуса не дадут столько света, сколько наше Солнце! Это результат огромного значения. Он показывает нам, что помимо крупных объектов во Вселенной, привлекающих внимание своей яркостью, существуют и другие объекты огромной массы, обладающие лишь незначительной яркостью — возможно, некоторые из них совсем не имеют яркости. Это позволяет сформировать более полное представление о величественном масштабе Вселенной. Это также заставляет нас верить, что Вселенная, которую мы видим, составляет лишь небольшую часть гораздо более обширной части, скрытой в тёмных тенях ночи. В огромных пространствах материальной Вселенной здесь и там встречаются звёзды или массы газовой материи, достаточно нагретые для того, чтобы излучать свет и становиться видимыми.

Земля; однако наши наблюдения за этими светящимися точками мало что могут рассказать нам о остальном содержимом Вселенной.

Самой известной из всех переменных звезд является звезда Альголь, положение которой в созвездии Персея показано на рисунке 83. Эта звезда удобно расположена для наблюдений: её можно увидеть каждую ночь в наших широтах, а её интересные изменения можно наблюдать без использования телескопа. Каждый, кто желает ознакомиться с великими истинами астрономии, должен уметь распознавать эту звезду и также наблюдать за её изменениями в один из периодов. Обычно Альголь является звездой второй величины; но в промежутке времени от двух до трех дней, а точнее — в интервале 2 дней 20 часов 48 минут и 55 секунд — её яркость проходит через чрезвычайно заметный цикл колебаний. Этот цикл начинается с постепенного уменьшения яркости звезды, которая за четыре с половиной часа снижается с второй до четвертой величины. На этом самом низком уровне яркости Альголь остается примерно двадцать минут, после чего начинает снова усиливаться, и за три с половиной часа возвращается к второй величине. На этом уровне она сохраняется примерно 2 дня 12 часов, после чего цикл начинается заново. По-видимому, период, необходимый Альголю для прохождения этих изменений, сам подвержен медленным, но определенным колебаниям. В следующей главе мы увидим, как было доказано, что переменчивость Альголя обусловлена случайным промежуточным вмешательством темного спутника, который блокирует часть света звезды. Таким образом можно объяснить все обстоятельства, а также определить массу и размеры Альголя и её темного спутника.

Однако существуют и другие классы переменных звезд, колебания яркости которых вряд ли могут быть вызваны случайным затемнением темными телами. Это особенно характерно для тех переменных звезд, которые обычно слабо светятся, но время от времени вспыхивают на короткое время, после чего снова возвращаются к своему первоначальному состоянию. Периоды таких изменений обычно составляют от шести месяцев до двух лет. Самый известный пример звезды этого класса был открыт более трехсот лет назад. Она находится в созвездии Кита, немного к югу от экватора. Эта

Этот объект был самым ранним известным примером переменной звезды, за исключением так называемых временных звезд, о которых мы ещё поговорим. Переменная звезда в созвездии Кита получила название Мира, что означает «чудесная». Период колебаний яркости Миры Кита составляет около одиннадцати месяцев; в течение большей части этого времени звезда имеет величину девятой звёздной величины и поэтому невидима невооружённым глазом. Когда наступает подходящее время, её яркость начинает резко возрастать. Вскоре она становится заметным объектом второй или третьей звёздной величины. В таком состоянии она остаётся восемь–десять дней, после чего её яркость снижается медленнее, чем росла, пока она не возвращается к своей первоначальной слабой яркости примерно через триста дней после начала усиления яркости.

Для обычного наблюдателя ещё более поразительными, чем обычные переменные звезды, являются временные звезды, которые редко внезапно появляются на небе. Самым известным объектом этого типа была та, что вспыхнула в начале ноября 1572 года; при первом наблюдении она была такой же яркой, как Венера в момент своей максимальной яркости. Её действительно могли видеть даже в полдень люди с острым зрением. Насколько мы можем судить по историческим данным, ни одна другая временная звезда никогда не была такой яркой, как эта. Она особенно связана с именем Тихо Браге: хотя он и не был её открывателем, он провёл наилучшие наблюдения за этим объектом и доказал, что его расстояние до Земли сопоставимо с расстоянием до обычных звёзд. Тихо тщательно описал постепенное уменьшение яркости этой «чудесной звезды» до тех пор, пока она не исчезла из его поля зрения примерно в конце марта 1574 года — ведь телескоп, с помощью которого можно было бы продолжить наблюдения, ещё не был изобретён. В процессе уменьшения яркости цвет объекта постепенно менялся: сначала он был белым, затем постепенно становился жёлтым, а весной 1573 года — красноватым, как Альдебаран. Примерно в мае 1573 года говорится довольно загадочно, что он «стал похож на свинец или на Сатурн», и таким он оставался до тех пор, пока был виден. Какую информацию могли бы предоставить нам современные спектрографы и другие инструменты, если бы в наше время вспыхнула столь великолепная звезда!

Но хотя в наше время нам не довелось увидеть временную звезду такой же великолепной, как та, что наблюдал Тихо Браге и его…

Наши современники имели честь стать свидетелями нескольких незначительных вспышек подобного рода. По-видимому, у нас могло бы быть больше записей о временных звездах прошлых времен, если бы за ними велось более тщательное наблюдение. По крайней мере, такое впечатление сложается, когда видишь, что несколько современных звезд этого типа чуть не ускользнули от нашего внимания, несмотря на огромное количество телескопов, направленных в небо каждую ясную ночь.

В 1866 году в созвездии Короны Северной внезапно появилась звезда второй величины. Её впервые заметили 12 мая, а через несколько дней она начала тускнеть. Карты северного неба, составленные Аргеландером, были опубликованы несколькими годами ранее, и когда было точно определено положение новой звезды, оказалось, что она совпадает с незначительной по яркости звездой, обозначенной на одной из карт как имеющая величину 9,5. Эта звезда до сих пор находится в том же месте и имеет ту же величину, что и до своей вспышки в 1866 году. Это была первая новая звезда, которая была исследована спектроскопически. В главе XXIII мы дадим краткий отчет о характеристиках её спектра.

Следующей из этих временных ярких звезд была Новая Лебедя; её впервые заметил Юлиус Шмидт в Афинах 24 ноября 1876 года. В то время она имела величину от третьей до четвертой, и он утверждает, что четыре дня ранее, когда он наблюдал то же созвездие, она не могла быть заметной. По какой-то недосмотру новость об открытии не была должным образом распространена, и звезду не наблюдали в других местах около десяти дней, к тому времени уже значительно померкшую. Снижение яркости происходило очень медленно: в октябре 1877 года звезда имела величину всего десятой, и она продолжала тускнеть, пока не достигла пятнадцатой величины; другими словами, она превратилась в крайне тусклую звезду, доступную для наблюдения только с помощью телескопа, и до сих пор находится в том же месте. Поскольку эта звезда не достигла первой или второй величины, она, вероятно, вообще бы не привлекла внимания, если бы Шмидт в тот вечер случайно не смотрел на созвездие Лебедя.

Вряд ли мы пропустим появление новой звезды, ведь астрономы используют для этой цели фотоаппараты. Это стало очевидно в 1892 году, когда в созвездии Ориона появилась последняя заметная временная звезда. 24 января доктор Андерсон, астроном из Эдинбурга, заметил желтоватую звезду пятой величины в созвездии Ориона; через неделю, сравнив карту звездного неба с реальным видом неба и убедившись, что это действительно новая звезда, он обнародовал свое открытие. В случае с этой звездой мы можем довольно точно определить момент ее первого появления. В ходе регулярных фотографических обзоров неба, проводимых в Обсерватории Гарвардского колледжа (Кембридж, Массачусетс), область неба, где появилась новая звезда, была сфотографирована в течение тринадцати ночей с 21 октября по 1 декабря 1891 года и двенадцати ночей с 10 декабря по 20 января 1892 года. На первой серии снимков не было никаких следов новой звезды, тогда как на первом снимке второй серии она была видна как звезда пятой величины. К счастью, оказалось, что профессор Макс Вольф из Гейдельберга, выдающийся специалист по фотографированию небесных объектов, сфотографировал ту же область 8 декабря; на этом снимке звезда не была видна, значит, в ту ночь она не могла быть настолько яркой, чтобы иметь величину девятой. Следовательно, новая звезда в созвездии Ориона должна была внезапно вспыхнуть между 8 и 10 декабря. Согласно фотографиям из Гарварда, первый максимум яркости наступил примерно 20 декабря — тогда ее величина составляла 4,5. Снижение яркости происходило крайне нерегулярно: в течение пяти недель после 1 февраля звезда колебалась между четвертой и шестой величиной, но после начала марта 1892 года ее яркость стремительно уменьшалась, и к концу апреля ее можно было увидеть как чрезвычайно тусклую звезду (шестнадцатой величины) с помощью большого рефрактора Лик. Когда в августе следующего года это мощное устройство снова было направлено на новую звезду, ее яркость уже поднялась почти до десятой величины; после этого она снова постепенно становилась крайне тусклой и остается таковой до сих пор.

Временные и переменные звезды составляют лишь очень малую часть огромного числа звезд, усыпляющих небесную сферу.

Солнце — не более чем звезда, а звезды — не менее чем солнца; это основополагающий принцип астрономии. Величие этой истины становится очевидным лишь тогда, когда мы пытаемся оценить бесчисленное множество звезд. Это проблема, над решением которой наши расчеты неизбежно бессильны. Поэтому давайте обратимся за помощью к поэту, чтобы попытаться выразить несметное множество звезд, и завершим эту главу следующими строками мистера Аллингема:

«Но пересчитайте каждую песчинку,
Где бы ни касалась соленая волна берега;
Пересчитайте капли в море;
Пересчитайте листья на каждом дереве,
Пересчитайте всех живых существ на земле —
Тех, что бегают, летают, плавают, ползают;
Песчинки, капли, листья и живые существа —
Всё это в сумме даёт огромное количество,
И тогда для каждого из них пусть в бескрайних небесах
Кружится пылающее солнце со своими массивными планетами,
Чтобы охватить всё зрение, всю мысль: ибо всё, что мы видим,
Окружённое бесконечностью, — это лишь остров».

ГЛАВА XX.
ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ.
Интересные звездные объекты — звезды, кажущиеся двойными в оптическом виде — великое открытие двойных звезд Гершелем — двойные звезды движутся по эллиптическим траекториям — почему это так важно? — закон всемирного тяготения — особые двойные звезды — Кастор и Мизар — окрашенные двойные звезды — β Лебедя.

В созвездиях неба для телескопа существует немало интересных объектов, превосходящих по интересности численные массы двойных звезд. Их насчитывается тысячи; более того, в каталогах, посвященных этой области астрономии, указано множество таких объектов. Безусловно, многие из них малы и относительно неинтересны, но среди них есть и самые заметные звезды на небе, такие как Сириус, система которого уже описывалась нами. В этом кратком обзоре мы выберем для особого рассмотрения и иллюстрации несколько наиболее примечательных двойных звезд. Особое внимание мы уделим тем из них, которые можно легко наблюдать с помощью небольшого телескопа; на рисунках созвездий из предыдущей главы мы показали, как определить положение этих объектов на небе.

В 1678 году Кассини показал, что некоторые звезды, которые невооруженным глазом казались единичными световыми точками, на самом деле состояли из двух или более звезд, находившихся настолько близко друг к другу, что для их разделения требовался телескоп. [36] Число таких объектов постепенно увеличивалось благодаря новым открытиям, пока в 1781 году (в том же году, когда Гершель открыл Уран) астроном Боде не опубликовал список из восьмидесяти двойных звезд. Эти интересные объекты привлекли внимание Гершеля во время его знаменитых исследований. Список известных двойных звезд быстро рос. Открытия Гершеля насчитываются сотнями; кроме того, он начал систематически измерять расстояния до них.

в которой находились звезды и направление, в котором проходила линия, соединяющая их. Именно эти измерения в конечном итоге привели к одному из самых важных и поучительных открытий Гершеля. По мере того как с годами его наблюдения повторялись, Гершель обнаружил, что в некоторых случаях относительное положение звезд менялось. Это позволило ему сделать вывод о том, что во многих двойных звездах компоненты связаны таким образом, что они вращаются друг вокруг друга. Стоит подчеркнуть важность этого результата. Нужно помнить, что звезды — это солнца, возможно, сравнимые по яркости с нашим Солнцем; таким образом, перед нами предстает удивительное зрелище пар солнц, вращающихся друг вокруг друга. В том, что можно наблюдать движение, нет ничего удивительного, ведь, скорее всего, каждое тело во Вселенной находится в движении. Особенно интересным и поучительным является характер этого движения.

Считалось, что близость двух звезд, образующих двойную звезду, является лишь случайной. Думали, что среди огромного множества звезд на небе не редко бывает так, что одна звезда находится очень близко за другой (с точки зрения Земли), и при наблюдении их в телескопе они создают видимость двойной звезды. Бесспорно, многие так называемые двойные звезды образуются именно таким образом. Однако открытие Гершеля показало, что это объяснение не всегда верно; во многих случаях речь действительно идет о двух звездах, находящихся близко друг к другу и вращающихся вокруг их общего центра тяжести.

Когда за многие годы были собраны данные о расстояниях и положениях двойных звезд, математики взялись за их анализ с использованием своих методов. У наблюдений за двойными звездами есть одна особенность: они не обладают — и не могут обладать — той точностью, которая требуется для определения орбиты. Если расстояние между парой звезд, образующих двойную систему, составляет четыре секунды дуги, то орбита, которую необходимо изучить, имеет размер, сопоставимый с видимым размером монеты на расстоянии одной мили. Чтобы разглядеть форму монеты с расстояния в милю, даже с помощью хороших телескопов, потребуются очень точные измерения. Если монета будет слегка наклонена, она будет выглядеть не круглой, а овальной; и это будет…

Возможно, путем измерения этого овала можно определить, насколько наклонена монета. Для этого требуется тщательная работа: сами по себе ошибки могут быть невелики, но если учитывать общий размер рассматриваемых величин, они становятся довольно значительными. Поэтому мы видим, что ошибки наблюдений в таких случаях гораздо более заметны, чем это обычно бывает, когда математик берется за анализ работы наблюдателя.

Интерпретацию открытия Гершеля сделал не он сам; свет математики осветил его наблюдения двойных звезд благодаря Савари, а затем и другим математикам. Благодаря их тщательным исследованиям были выявлены ошибки измерений, и наблюдения были очищены от наиболее значительных проявлений неточности. Тогда математики смогли применить к скорректированным данным методы исследования, с которыми они были знакомы; они смогли с достаточной точностью определить фактическую форму орбиты двойных звезд и положение плоскости, в которой находится эта орбита. Результат действительно весьма примечателен. Было доказано, что движение каждой из звезд происходит по эллипсу, фокусами которого являются центры тяжести обеих звезд. Это было подтверждено для многих двойных звезд; считается, что это верно для всех. Но почему это так важно? Разве движение по эллипсу не является чем-то обычным? Разве Земля не вращается по эллипсу вокруг Солнца? И разве планеты тоже не вращаются по эллипсам?

Именно тот факт, что эллиптическое движение настолько распространено среди планет Солнечной системы, делает его открытие в двойных звездах столь важным. От чего происходит эллиптическое движение в Солнечной системе? Разве это не связано с законом притяжения, открытым Ньютоном, согласно которому каждая масса притягивает каждую другую массу с силой, обратно пропорциональной квадрату расстояния? Было установлено, что этот закон притяжения пронизывает всю Солнечную систему, и он с поразительной точностью объясняет движение тел нашей системы. Но Солнечная система, состоящая из Солнца, планет с их спутниками, комет и множества более мелких тел, представляла собой лишь небольшую группу «островов» во Вселенной. В строении этой

Крошечный космический островок, на котором царит закон всемирного тяготения; до открытия Гершеля мы никогда не могли бы узнать, не является ли этот закон лишь местным правилом, созданным специально для условий нашей конкретной системы. Это открытие дало нам знания, которые мы не смогли бы получить ни из какого другого источника. Из двойных звезд дошел шепот через бездонную пропасть космоса. Этот шепот подсказал нам, что закон всемирного тяготения не свойственен только Солнечной системе. Он показал нам, что этот закон действует и на далекие окраины той бездны, в которой находится наш островок. Это даёт нам основания полагать, что закон всемирного тяготения соблюдается во всей протяжённости, ширине и глубине всей видимой Вселенной.

Одной из лучших двойных звезд является звезда Кастор — более яркая из двух основных звезд созвездия Близнецов. Положение Кастора на небесах показано на рисунке 86 на странице 418. Невооружённым глазом Кастор кажется единой звездой; однако при помощи довольно хорошего телескопа становится ясно, что то, что кажется одной звездой, на самом деле представляет собой две отдельные звезды: одна из них имеет третью величину, а другая — немного меньшую. Угловое расстояние между этими двумя звездами на небесах не так велико, как угол, который образует линия длиной в один дюйм, видимая с расстояния в полмили. Кастор — одна из двойных звезд, у компонентов которых было зафиксировано вращательное движение. Однако это движение чрезвычайно медленное, и пройдут века, прежде чем будет завершено одно полное вращение.

Красивую двойную звезду можно легко обнаружить в созвездии Большой Медведицы (см. рисунок 80 на странице 410). Она называется Мизар и является средней звездой (ζ) из трёх, образующих «хвост» созвездия. Рядом с Мизаром находится небольшая звезда Алькор, которую можно легко увидеть невооружённым глазом; однако когда мы говорим о Мизаре как о двойной звезде, это не означает, что Алькор является одним из её компонентов. При использовании телескопа с увеличением видно, что Алькор находится на значительном расстоянии от Мизара, в то время как сам Мизар разделяется на два близко расположенных «солнца». Эти компоненты имеют соответственно вторую и четвёртую величины, и поскольку кажущееся расстояние между ними почти в три раза больше, чем у Кастора, они…

Его можно наблюдать даже с помощью небольшого телескопа. Это действительно лучшая двойная звезда на небе для начинающих, желающих начать свои наблюдения. Однако мы не можем утверждать, что Мизар является двойной звездой, поскольку наблюдения пока не подтвердили наличия у неё вращательного движения. Тем более мы не можем сказать, является ли Алькор также членом этой группы или же это просто звезда, случайно оказавшаяся почти на линии видимости. Недавние спектроскопические исследования показали, что более крупный компонент Мизара сам по себе является двойной звездой, состоящей из пары звезд, находящихся настолько близко друг к другу, что даже самый мощный телескоп в мире не может позволить разглядеть их отдельно.

Особенно привлекательными являются те двойные звезды, у которых наблюдается поразительное явление — цвета, сильно отличающиеся от цветов обычных звезд. У последних в подавляющем большинстве случаев нет особо характерного оттенка; некоторые имеют более-менее красноватый оттенок, некоторые — явно рыжеватый, а некоторые — интенсивно красный. Звезды с голубоватым или зеленоватым цветом встречаются гораздо реже[37], и когда такая звезда все же встречается, она почти всегда является одной из пары, образующей двойную звезду. Другая звезда пары иногда имеет тот же оттенок, но чаще всего она желтая или рыжеватая.

Одним из самых прекрасных представителей таких объектов, доступных для наблюдения с помощью телескопов средней мощности, является звезда в созвездии Лебедя, известная как β Cygni (рис. 91). Этот великолепный объект состоит из двух звезд. Более крупная из них, имеющая видимую звездную величину около третьей, имеет золотисто-желтый или топазовый цвет; более мелкая, имеющая видимую звездную величину шестой, — светло-голубой цвет. Эти цвета почти дополняют друг друга, но тем не менее не может быть сомнений в том, что речь идет не просто о контрасте. То, что обе эти звезды имеют указанные нами оттенки, можно доказать, последовательно скрывая каждую из них за перегородку, расположенную в поле зрения. Это также было подтверждено весьма убедительно с помощью спектроскопических исследований: мы видим, что у голубой звезды происходит специфическое поглощение красных лучей, в то время как более рыжеватый свет другой звезды возникает в результате поглощения.

синих лучей. Контраст цветов у таких объектов часто можно очень хорошо увидеть, если сделать окуляр размытым. Таким образом получаемые диски показывают контраст цветов лучше, чем когда телескоп отображает лишь две звездные точки.

Это лишь некоторые из таких двойных и множественных звезд. Их число ежегодно увеличивается; более того, один наблюдатель — мистер Бернхэм, ранее работавший в обсерватории Лик и в настоящее время работающий в обсерватории Йеркс — благодаря собственным исследованиям добавил к списку уже известных объектов более 1000 новых двойных звезд.

Интерес к этой категории объектов неизбежно растет, если учесть, что, хотя звезды кажутся маленькими в наших телескопах, на самом деле это солнца огромного размера и великолепия, которые во многих случаях могут сравниться с нашим Солнцем или даже превзойти его. Есть ли у этих солнц планеты, вращающиеся вокруг них, мы не можем сказать; свет, отраженный от планеты, был бы совершенно недостаточен для проникновения через огромные расстояния космоса, разделяющие нас от звезд. Если же вокруг этих объектов есть планеты, то вместо одного солнца такие планеты будут освещаться двумя или даже большим количеством солнц. Какие же удивительные эффекты света и тени могут возникнуть в результате! Иногда оба солнца будут находиться над горизонтом одновременно, иногда — только одно солнце, а иногда — оба их отсутствуют. Особенно примечательной была бы ситуация планеты, у которой солнца имеют окрашенный цвет. Сегодня небо освещается красным солнцем, завтра — синим, а может быть, через день и красное, и синее солнца будут вместе на небе. Какое бесконечное разнообразие красок представляет собой такая картина! Однако существуют серьезные динамические причины сомневаться в том, что условия, при которых могла бы существовать такая планета, могут быть совместимы с жизнью, хотя бы отчасти похожей на ту, которая нам знакома. Проблема движения планеты под влиянием двух солнц является одной из самых сложных, когда-либо ставившихся перед математиками, и на текущем уровне анализа действительно невозможно точно решить все вопросы, которые она подразумевает. Не кажется совсем невероятным, что возникают нарушения в орбите планеты.

Было бы замечательно, если бы она подвергалась колебаниям освещенности и температуры, гораздо превосходящим те, с которыми сталкивается планета, движущаяся, как Земля, под строгим контролем единственного солнца.

ГЛАВА XXI.
РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЕЗД.
Линия измерения в пространстве — Труды Бесселя — Значение годовой параллаксы —
Иллюстрация минимальных размеров параксиальной эллипсы — Пример звезды 61 Лебедя — Используемые сравнительные звезды — Собственное движение звезды — Исследования Штруве —
Могут ли они быть согласованы? — Исследования в Дансинке — Полученные выводы — Изучение точности таких наблюдений — Собственное движение звезды 61 Лебедя —
Постоянство звездного неба — Новая звезда в Лебеде — Её история — Отсутствие заметной параллаксы — Мощный всплеск света — Движение Солнечной системы в пространстве — Открытие Гершеля — Путешествие к Лире — Вероятности.

Мы уже давно знаем размеры Солнечной системы с более-менее точностью. Наше знание включает расстояния планет и комет от Солнца, а также их движения. У нас также имеются значительные сведения о диаметрах и массах многих тел, принадлежащих к Солнечной системе. Фактически, мы уже давно знаем множество деталей этой группы тел, находящихся под защитой Солнца. Проблема, рассматриваемая в данной главе, требует ещё более обширного исследования, чем то, которое необходимо для изучения нашей Солнечной системы. Мы предлагаем протянуть линию измерения через огромную пропасть, разделяющую группу тел, тесно связанных с нашим Солнцем, и другие звезды, распределённые по пространству. На протяжении веков великая проблема расстояний до звезд привлекала внимание тех, кто изучал небеса. Здесь было бы невозможно даже кратко описать все различные исследования, проведённые по этой теме. В рамках ограниченного обзора, который мы можем представить, сначала следует рассмотреть выдающиеся спекулятивные усилия, направленные на решение этой проблемы, а затем — те исследования, которые помогли перевести эту проблему в область точной астрономии.

Никакие попытки решить проблему абсолютных расстояний до звезд не увенчались успехом в течение многих лет после завершения работ Гершеля. Новые поколения астрономов, оснащённые современными инструментами, на протяжении многих лет усердно занимались этой проблемой, но долгое время усилия казались безнадёжными. Расстояния до звезд были настолько велики, что их невозможно было определить до тех пор, пока не были применены самые совершенные методы механического измерения и сложнейшие математические расчёты для преодоления этой сложности. Наконец было обнаружено, что проблема начинает давать результаты. Нескольким звездам удалось раскрыть тайну своих расстояний. Мы можем дать какой-то ответ на вопрос: «Насколько далеко находятся звезды?», хотя следует признать, что наш ответ на данный момент остаётся неопределённым и неполным. Даже те небольшие знания, которые были получены, имеют большое значение и интерес. Как это часто бывает в подобных случаях, открытие расстояний до звезд было сделано примерно в одно и то же время двумя или тремя астрономами независимо друг от друга. Имя Бесселя выделяется среди всех в этой запоминающейся главе астрономии. Бессель доказал (в 1840 году), что расстояние до звезды, известной как 61 Лебедь, является измеримой величиной. Его доказательство обладало настолько неоспоримой логикой, что возражений не могло быть. Почти одновременно с классическими работами Бесселя появились измерения расстояния до Веги, проведённые Струве, и определение расстояния до южной звезды α Центавра, сделанное Хендерсоном. Эти открытия вызвали огромный интерес в астрономическом мире, и Королевское астрономическое общество присудило Бесселю свою золотую медаль. Сэру Джону Гершелю выпала честь произнести речь по случаю вручения медали; эта речь является весьма выразительным восхвалением трудов этих трёх астрономов. Мы не можем удержаться от цитирования нескольких строк, в которых сэр Джон сказал:
«Уважаемые члены Королевского астрономического общества! Я поздравляю вас и себя с тем, что мы дожили до того момента, когда была преодолена великая и до сих пор непреодолимая преграда на пути нашего исследования звёздного мира — та самая преграда, против которой мы так долго и тщетно боролись — æstuantes angusto limite mundi — и которая была преодолена почти одновременно в трёх разных местах. Это величайшая и самая славная победа, когда-либо виденная практической астрономией. Возможно, мне не следует говорить так категорично; возможно, мне следует проявить осторожность, учитывая возможность того, что всё это может оказаться лишь…»

иллюзия, и что будущие исследования, как это уже неоднократно бывало ранее, могут также не суметь подтвердить этот важный результат. Но я признаюсь, что не способен проявить такую осторожность в столь волнующей обстановке. Давайте лучше примем радостные знамения времени и будем верить, что, поскольку барьер начал уступать, он вскоре будет окончательно преодолен.

Прежде чем продолжить, будет уместно кратко объяснить, как можно измерить расстояние до звезды. Эта задача имеет совершенно иной характер, чем задача определения расстояния до Солнца, которую мы уже обсуждали на этих страницах. Наблюдения для определения параллакса звезд основаны на хорошо известном факте, что Земля вращается вокруг Солнца. Для наших целей мы можем предположить, что Земля движется по круговой траектории. Центр этой траектории находится в центре Солнца, а радиус траектории составляет 92 900 000 миль. Из-за нашего положения на Земле мы наблюдаем звезды с постоянно меняющейся точки зрения. Летом Земля находится на расстоянии 185 800 000 миль от того положения, в котором она находилась зимой. Следовательно, видимые положения звезд, проецируемые на небесный фон, должны претерпевать соответствующие изменения. Мы не имеем в виду, что фактические положения звезд действительно меняются. Изменения являются лишь кажущимися, и, не замечая собственного движения, которое и вызывает эти смещения, мы приписываем их звездам.

На диаграмме на рис. 93 показана эллипса, на её периметре отмечены определённые месяцы — а именно январь, апрель, июль, октябрь. Эту эллипсу можно рассматривать как миниатюрную картину орбиты Земли вокруг Солнца. В январе Земля находится в отмеченной точке; в апреле она прошла четверть всего пути; и так далее по всему кругу, возвращаясь в своё первоначальное положение в течение года. Когда мы смотрим из положения Земли в январе, мы видим звезду А, проецированную на точку неба, отмеченную как 1. Через три месяца наблюдатель с помощью телескопа перемещается в апрель; теперь он видит звезду, проецированную на точку, отмеченную как 2. Таким образом, по мере того как наблюдатель перемещается по всей орбите в ходе годичного вращения Земли, звезда кажется движущейся по эллипсе на небесном фоне. В технической терминологии астрономов это называется параллактической эллипсой, и именно путём измерения большой оси этой

Эллипс, с помощью которого мы определяем расстояние звезды от Солнца. Половина этой большой оси, или, что эквивалентно, угол, который подразделяет радиус орбиты Земли, видимый с точки зрения звезды, называется «годовой параллаксом» звезды.

На рисунке показана другая звезда b, находящаяся на большем расстоянии от Земли и всей Солнечной системы, чем звезда, рассмотренная ранее. Эта звезда также движется по эллиптической траектории. Однако мы не можем не заметить, что эллипс параллакса для звезды b гораздо меньше, чем для звезды a. Разница в размерах эллипсов обусловлена различными расстояниями звезд от Земли. Чем ближе звезда к Земле, тем больше её эллипс; следовательно, ближайшая к нам звезда будет описывать самый большой эллипс, а самая дальняя — самый маленький. Таким образом, мы видим, что расстояние до звезды обратно пропорционально размеру её эллипса. Если измерить угловое значение большой оси эллипса, то с помощью крайне простых математических операций можно выразить расстояние до звезды в виде кратного радиуса орбиты Земли. При условии, что этот радиус составляет 92 900 000 миль, расстояние до звезды можно определить с помощью простых арифметических вычислений. Трудности в этом процессе возникают из-за того, что эти эллипсы настолько малы, что наши микрометры зачастую не способны их обнаружить.

Как нам адекватно описать чрезвычайную мелкость параллаксных эллипсов даже у ближайших звезд? Используя технический язык астрономов, можно сказать, что длинная ось эллипса никогда не образует угол, превышающий полторы секунды дуги. Более простыми словами: тысячекратная длина большой оси самого крупного параллаксного эллипса все равно будет меньше диаметра полной Луны. Для еще более наглядного примера представим монетку, расположенную на расстоянии двух миль. Если смотреть на нее по краям, она будет выглядеть линейной; если слегка наклонить взгляд, она станет эллиптической; однако даже на таком расстоянии эта эллипса будет больше, чем самый крупный параллаксный эллипс любой звезды на небе. Представим сферу радиусом две мили, описывающую окружность вокруг наблюдателя. Если поместить монетку на эту сферу перед каждой из звезд, каждый параллаксный эллипс будет полностью скрыт.

Звезда в созвездии Лебедя под названием 61 Cygni не выделяется ни своими размерами, ни яркостью. Ее едва можно разглядеть невооруженным глазом, и существует несколько тысяч звезд, которые кажутся больше и ярче. Однако это очень интересный пример той замечательной категории объектов, что называется двойными звездами. Она состоит из двух почти одинаковых звезд, находящихся рядом друг с другом и, очевидно, связанных взаимным притяжением. Внимание астрономов также привлекает большое собственное движение этой звезды. Благодаря этому собственному движению обе компоненты перемещаются по небу со скоростью пять секунд в год. Такое собственное движение крайне редко, но мы не говорим, что оно беспрецедентно, поскольку существует несколько звезд с еще более быстрым собственным движением; тем не менее уникальный дуплексный характер 61 Cygni в сочетании с большим собственным движением делает ее, по крайней мере, в северном полушарии, уникальным объектом.

Когда Бессель решил заняться теми великими исследованиями, с которыми его имя навсегда будет связано, он решил посвятить один, два или три года непрерывным наблюдениям за одной звездой с целью тщательного измерения ее параллаксного эллипса. Как же ему было выбрать объект для исследований?

На что же приходилось тратить столько усилий? Крайне важно было выбрать звезду, которая находилась бы достаточно близко, чтобы его усилия были вознаграждены проявлением измеримой параллаксы. Однако у него в качестве руководства были лишь догадки и аналогии. Ему пришла в голову мысль, что особенности звезды 61 Лебедя позволяют сделать необходимые предположения, и он решил применить метод наблюдений к этой звезде. Он посвятил большую часть трех лет этой работе и сумел определить её расстояние от Земли.

С момента доклада сэра Джона Гершеля звезда 61 Лебедь привлекает неослабевающее внимание астрономов. Можно сказать, что каждое новое поколение астрономов занимается переоценкой расстояния до этой звезды с целью подтверждения или оспаривания первоначального открытия Бесселя. Приведённая здесь диаграмма (рис. 94) предназначена для иллюстрации недавней истории звезды 61 Лебедь.

Когда Бессель вёл свои исследования, пара звёзд, образующих двойную звезду, находилась в точке, обозначенной на диаграмме датой 1838 года. Следующий этап наступил спустя пятнадцать лет, когда Отто Струве начал свои исследования, и к тому времени пара звёзд сместилась в положение, обозначенное датой 1853 года. Наконец, при более поздних наблюдениях в обсерватории Дансинк пара звёзд сместилась ещё дальше, в положение, обозначенное датой 1878 года. Таким образом, за сорок лет эта двойная звезда преодолела на небесной сфере дугу длиной более трёх минут. На самом деле её движение гораздо сложнее, чем простое прямолинейное движение. Две звезды, образующие двойную звезду, имеют определённую относительную скорость из-за взаимного притяжения. Однако учитывать это не нужно, поскольку смещение, возникающее за один год, слишком незначительно, чтобы оказать какое-либо влияние на эллипс параллакса.

Однако случай звезды 61 Лебедь является исключительным. Это одна из наших ближайших «соседок» на небе. Мы никогда не сможем с высокой точностью определить её расстояние — до одного-двух миллиардов миль; тем не менее мы понимаем, что она…

Неопределенность в размере двадцати миллиардов представляет собой слишком большой процент от общей суммы. Мы сейчас покажем, что считаем, будто Струве был прав, однако из этого не обязательно следует, что Бессель ошибался. Рис. 94 — звезда 61 Лебедя и звезды-сравнители. Казалось бы, парадокс легко объясним. Он был бы менее понятен, если бы Струве использовал ту же звезду-сравнитель, что и Бессель; однако звезда-сравнитель Струве отличалась от звезд Бесселя, и, вероятно, именно это является причиной расхождений. Следует помнить, что суть метода заключается в сравнении небольшой эллипса, образованного дальней звездой, с более крупным эллипсом, образованным ближайшей звездой. Если бы обе звезды находились на одном расстоянии, этот метод был бы совершенно бесполезен. В таком случае, независимо от того, насколько близко звезды находятся к Земле, параллакс не может быть обнаружен. Чтобы метод сработал полностью успешно, звезда-сравнитель должна находиться как минимум в восемь раз дальше от основной звезды. Учитывая это, вполне возможно согласовать показатели Бесселя с показателями Струве. Нам достаточно предположить, что звезды-сравнители Бесселя находятся примерно в три раза дальше от звезды 61 Лебедь, в то время как звезда-сравнитель Струве находится как минимум в восемь–десять раз дальше. Можно также добавить, что поскольку звезды-сравнители, использованные Бесселем, ярче звезды-сравнителя Струве, существует предположение, что последняя является самой дальней из трех.

Здесь проявляется характерная особенность этого метода определения параллакса. Даже если бы все наблюдения и расчеты параллаксов были математически верны, мы не могли бы с полной точностью назвать конечный результат параллаксом одной звезды. Это лишь разница между параллаксом данной звезды и параллаксом звезды-сравнения. Следовательно, мы можем лишь утверждать, что искомый параллакс не может быть меньше полученного значения. Изложенное в таком свете, несоответствие между Струве и Бесселем исчезает. Бессел утверждал, что расстояние до 61 Лебедя не может превышать шестьдесят миллиардов миль. Струве не оспаривал это — более того, он, безусловно, подтвердил его, показав, что расстояние не может превышать сорок миллиардов.

Прошло почти полвека с момента, когда Струве проводил свои наблюдения. Эти наблюдения, безусловно, ставились под сомнение, но в целом они подтверждаются другими исследованиями. В критическом обзоре этой темы Ауверс показал, что определение Струве заслуживает значительного доверия. Тем не менее, несмотря на это авторитетное заключение, изучение 61 Лебедя неоднократно возобновлялось. Доктор Брюннов, будучи Королевским астрономом Ирландии, начал серию наблюдений параллакса 61 Лебедя, которые были продолжены и завершены нынешним автором, его преемником. Брюннов выбрал четвертую звезду-сравнение (обозначенную на диаграмме), отличную от всех звезд, использованных ранее наблюдателями. Метод наблюдений, применяемый Брюнновым, сильно отличался от метода Струве, хотя в обоих случаях использовался филаментный микрометр. Брюннов стремился определить эллипс параллакса путем измерения разницы в склонении между 61 Лебедем и звездой-сравнением.[38] За год выясняется, что разница в склонении претерпевает периодические изменения, и на основе этих изменений можно рассчитать эллипс параллакса. В первой серии наблюдений я измерял разницу в склонении между предыдущей звездой состава 61 Лебедя и звездой-сравнением; во второй серии я брал другую звезду состава 61 Лебедя и ту же звезду-сравнение. Таким образом, у нас было два совершенно независимых определения параллакса, полученных в результате двух лет работы. Первое из них позволяет…

Расстояние составляет сорок миллиардов миль, и второй метод дает практически такой же результат. Нет никаких сомнений в том, что эти исследования подтверждают правоту Струве в его корректировке данных Бесселя; следовательно, можно сказать, что расстояние до звезды 61 Лебедя гораздо ближе к сорока миллиардам миль, которые определил Струве, чем к шестидесяти миллиардам миль, указанным Бесселем.[39]

Целесообразно предоставить читателю возможность сформировать собственное мнение относительно качества данных, имеющихся в таких исследованиях. Диаграмма на рисунке 95 была создана именно с этой целью. Она призвана иллюстрировать вторую серию наблюдений за разницей склонений, проведенных мной в Дансинке. Каждая точка соответствует наблюдениям за одну ночь. Высота точки показывает измеренную разницу склонений между звездой 61 (B) Лебедя и звездой-эталоном. Расстояние вдоль горизонтальной линии — или абсциссы, как это называют математики — обозначает дату наблюдений. Эти данные группируются более-менее регулярно вокруг определенной кривой. Эта кривая показывает, где должны были бы находиться данные при абсолютной точности наблюдений. Расстояния между точками и кривой можно рассматривать как ошибки, допущенные при проведении наблюдений.

Возможно, кто-то сочтет, что во многих случаях эти ошибки достигают крайне нежелательных размеров. Однако следует сразу отметить, что именно для того, чтобы показать эти ошибки, и была представлена данная диаграмма; необходимо показать как слабости, так и сильные стороны исследований. Однако ошибки наблюдений на самом деле не так велики, как может показаться на первый взгляд. Чтобы это понять, достаточно проанализировать масштаб диаграммы по сравнению с известными стандартами. Расстояние от самой вершины кривой до горизонтальной линии соответствует углу всего в четыре десятых секунды. Это примерно равно видимому диаметру монеты на расстоянии десяти миль! Теперь мы можем оценить реальный размер допущенных ошибок. Как видно, ни одна из точек не находится на значительном расстоянии от кривой — не более чем на половину ее высоты. Следовательно, кажется, что

Наибольшая ошибка во всей серии наблюдений составляет всего два-три десятых секунды. Это эквивалентно тому, что мы направили телескоп на верхний край монеты, находящейся в расстоянии пятнадцати–двадцати миль, вместо нижнего края. Это не такая уж большая ошибка. Команда, чьи ошибки при наведении были в сто раз больше, всё равно могла бы легко выиграть все призы в Бисли.

Мы подробно рассмотрели историю звезды 61 Cygni, потому что это звезда, расстояние до которой изучалось наиболее тщательно. Мы не утверждаем, что 61 Cygni — ближайшая из всех звезд; на самом деле было бы очень безрассудно утверждать, что какая-либо конкретная звезда является ближайшей среди бесчисленных миллионов звезд на небе. Мы, конечно, знаем одну звезду, которая кажется ближе, чем 61 Cygni; она находится в одном из южных созвездий, и её название — α Centauri. Эта звезда действительно представляет большой интерес с точки зрения истории изучения параллакса. Её параллакс впервые был определён Хендерсоном у Мыса Доброй Надежды; последующие исследования подтвердили его наблюдения, а тщательные исследования доктора Гилла показали, что параллакс этой звезды составляет примерно три четверти секунды, то есть она находится на расстоянии, в два с половиной раза меньшем, чем 61 Cygni.

Звезда 61 Cygni привлекла наше внимание прежде всего тем, что имела большую собственную скорость — пять секунд в год. Мы также установили, что годовая параллакс составляет примерно полсекунды. Сочетание этих двух данных приводит к весьма интересному результату: оно показывает, что звезда 61 Cygni ежегодно проходит расстояние, не меньшее чем в десять раз радиуса орбиты Земли. Переведя это на обычные цифры, мы видим, что эта звезда должна перемещаться со скоростью девятьсот двадцать миллионов миль в год. Ей необходимо преодолевать расстояние от двух до трех миллионов миль в день, и это возможно только при поддержании огромной скорости в тридцать миль в секунду. Кажется, от этого вывода нет выхода. Описанные нами факты, которые сейчас достаточно хорошо подтверждены, противоречат предположению о том, что скорость звезды 61 Cygni меньше тридцати миль в секунду; скорость может быть больше, но меньше — нет.

Уже сто пятьдесят лет мы знаем, что звезда 61 Cygni движется в одном и том же направлении и с одинаковой скоростью. До появления телескопа у нас не было никаких наблюдений, которые могли бы помочь нам; поэтому мы не можем быть абсолютно уверены в более ранней истории этой звезды. Однако вполне разумно предположить, что 61 Cygni движется с древних времен с скоростью, сопоставимой с нынешней. Если бы не было никаких внешних воздействий, в этом вопросе не могло бы быть никаких сомнений. Однако какое-то внешнее воздействие должно существовать; вопрос лишь в том, достаточно ли оно сильно, чтобы серьезно изменить наши предположения. Сильное внешнее воздействие могло бы значительно изменить скорость звезды; оно могло бы отклонить её от прямолинейного движения; оно даже могло бы заставить звезду двигаться по замкнутой орбите. Однако мы не считаем, что необходимо учитывать какое-либо внешнее воздействие такого масштаба, и нет никаких разумных оснований сомневаться в том, что 61 Cygni в настоящее время движется по пути, практически прямому, и с скоростью, практически постоянной.

Поскольку расстояние от звезды 61 Cygni до Солнца составляет сорок миллиардов миль, а её скорость — тридцать миль в секунду, легко определить, как долго звезда…

Чтобы преодолеть расстояние до Солнца, звезде потребуется определенное время. Это время составит примерно 40 000 лет. За последние 400 000 лет звезда 61 Cygni пройдет расстояние, в десять раз превышающее ее нынешнее расстояние от Солнца, независимо от направления движения. Следовательно, 400 000 лет назад эта звезда находилась примерно в десять раз дальше от Земли, чем сейчас. Хотя этот период намного древнее любых исторических записей, он, возможно, не так уж и незначителен по сравнению с продолжительностью существования человеческого рода; однако по сравнению с огромными промежутками геологического времени такие периоды кажутся незначительными и незаметными. Геологи уже давно отвергли представление о том, что геологические процессы могут происходить за несколько тысяч лет; теперь они утверждают, что для их совершения требуются миллионы, а то и многие миллионы лет. Если Земля действительно существует уже миллионы лет, как утверждают геологи, то астрономам разумно предполагать, что и в небесах могли происходить подобные процессы за аналогичные промежутки времени. Благодаря знаниям о расстояниях до звезд и предполагаемой скорости в тридцать миль в секунду мы можем попытаться заглянуть в далекое прошлое и понять, насколько значительными были изменения, которые, по-видимому, произошли в нашей Вселенной.

Через миллион лет звезда 61 Cygni, по-видимому, пройдет расстояние, в двадцать пять раз превышающее ее нынешнее расстояние от Солнца. Независимо от направления движения звезды — будь то к Земле или от нее, вправо или влево — миллион лет назад она находилась примерно в двадцать пять раз дальше от Земли, чем сейчас. Но даже на своем нынешнем расстоянии 61 Cygni является небольшой звездой; если бы она находилась в десять раз дальше, ее можно было бы увидеть только с помощью хорошего телескопа; если бы она находилась в двадцать пять раз дальше, она едва ли была бы видна даже в самых мощных телескопах.

Выводы, сделанные относительно звезды 61 Cygni, можно применять к другим звездам с разной степенью акцента. Это позволяет нам прийти к выводу, что многие звезды, заполняющие небо, по-видимому, движутся медленно. Однако это движение, хотя и кажется медленным, на самом деле может быть очень быстрым. Стоя на берегу моря и глядя на пароход на далеком горизонте, мы едва можем заметить его движение. Конечно, если посмотреть снова через несколько минут, можно будет обнаружить это движение.

Изменение его положения; однако движение парохода кажется медленным. Но если бы мы находились рядом с пароходом, мы бы увидели, что он движется со скоростью в несколько миль в час. Именно расстояние создает иллюзию. То же самое происходит и с звездами: они кажутся медленно движущимися, потому что находятся очень далеко, но если бы мы были рядом с ними, мы бы увидели, что в большинстве случаев их движение в тысячу раз быстрее, чем у самого быстрого парохода, когда-либо плававшего по океану.

Таким образом, кажется, что постоянство звездного неба и фиксированность созвездий в их относительных положениях являются лишь временными явлениями. Когда мы переходим к рассмотрению таких огромных промежутков времени, какие раскрывают исследования геологии, стойкость созвездий исчезает! За эти поразительные эпохи звезды и созвездия постепенно исчезают из виду, чтобы быть замененными другими, не более постоянными.

Нередко бывает так, что исследование параллакса оказывается безрезультатным. Работа завершена, наблюдения обработаны и проанализированы, но значение параллакса так и не может быть определено. Расстояние до звезды настолько велико, что наша базовая линия, хотя и составляет почти двести миллионов миль в длину, слишком коротка, чтобы дать значимый показатель по сравнению с расстоянием до звезды. Однако даже из таких неудач часто можно извлечь информацию.

Позвольте мне проиллюстрировать это на примере собственного опыта в Дансинке. Мы уже упоминали, что 24 ноября 1876 года известный астроном — доктор Шмидт из Афин — заметил новую яркую звезду третьей величины в созвездии Лебедя. 20 ноября новая звезда в Лебеде была невидима. Никто не может сказать, возникла ли она 21, 22 или 23 числа; но 24-го её обнаружили. Её яркость уже тогда, по-видимому, уменьшалась; следовательно, предположительно, она была самой яркой в какой-то момент между 20 и 24 ноября. Следовательно, её появление должно было произойти относительно внезапно, и мы не знаем никакой причины, которая могла бы объяснить такое явление проще, чем гигантское столкновение. Уменьшение яркости происходило гораздо медленнее, чем её увеличение, и прошло более двух недель, прежде чем звезда снова стала незаметной — два-три дня (или меньше) на усиление яркости, два-три недели

для осени. Однако даже две-три недели — это слишком короткий срок, чтобы потушить столь мощный пожар. Сравнительно легко предложить объяснение внезапному возникновению такого пожара; не так-то просто понять, как его удалось подавить за несколько недель. Для охлаждения крупной железной заготовки в одном из наших литейных заводов требуется почти столько же времени, сколько и для того, чтобы уменьшить интенсивность «небесных пламен» в новой звезде Лебедя!

Исходя из этого, казалось разумным предположить, что новая звезда Лебедя на самом деле не была чрезвычайно масштабным пожаром. Но если это действительно так, то звезда должна была находиться относительно близко к Земле, поскольку она создавала столь яркое зрелище и привлекала столько внимания. Поэтому она казалась подходящим объектом для исследований параллакса; в результате несколько лет назад в Дансинке была проведена серия наблюдений. В то время я был слишком занят другой работой, чтобы уделять много времени исследованию, которое, в конечном итоге, могло оказаться иллюзорным. Я просто провел достаточное количество микрометрических измерений, чтобы проверить наличие значительного параллакса. Уже отмечалось, что каждая звезда, в силу годичного движения Земли, кажется описывающей микроскопическую эллипсу параллакса, и путем измерения этой эллипсы можно определить параллакс, а следовательно, и расстояние до звезды. В обычных условиях, при исследовании параллакса звезды, необходимо измерять её положение на этой эллипсе во многих разных моментах времени в течение как минимум целого года. Метод, который мы применили, был гораздо менее трудоемким. Он был достаточно точным, чтобы определить, имела ли новая звезда Лебедя значительный параллакс, хотя, возможно, он не был достаточно чувствителен, чтобы выявить небольшой параллакс. В определённую дату, которую легко можно рассчитать, звезда находится в одном из концов эллипса параллакса, а через шесть месяцев — в другом. Выбрав подходящее время в году для наблюдений, мы можем измерить положение звезды в этих двух точках, когда её положение наиболее искажено из-за параллакса. Именно с помощью подобных наблюдений я пытался обнаружить параллакс новой звезды Лебедя. Её расстояние до соседней звезды было тщательно измерено с помощью микрометра в два сезона, когда, при наличии параллакса, эти расстояния должны были показать свои…

Наибольшее расхождение было зафиксировано; однако точной разницы между этими расстояниями обнаружить не удалось. Следовательно, наблюдения не позволили установить существование параллаксной эллипса — другими словами, расстояние до новой звезды Лебедя было слишком велико, чтобы его можно было измерить с помощью подобных наблюдений.

Бесспорно, если бы новая звезда Лебедя была одной из ближайших звезд, эти наблюдения не закончились бы безрезультатно. Поэтому мы имеем основания полагать, что расстояние до неё составляет как минимум 20 000 000 000 000 миль от Солнечной системы; предположение о том, что яркий взрыв имел незначительные масштабы, по-видимому, должно быть отвергнуто. Внутренняя яркость новой звезды Лебедя в момент наивысшей интенсивности не могла значительно уступать яркости самого Солнца, если вообще уступала ей. Если бы Солнце оказалось на расстоянии новой звезды Лебедя от нас, оно, по-видимому, превратилось бы в объект, не более яркий, чем переменная звезда. Как же такой потрясающий объект мог так быстро потерять свою яркость, остается загадкой, которую нелегко объяснить. Разве мы не говорили, что всплеск яркости этой звезды произошёл между 20 и 24 ноября 1876 года? Более точно будет сказать, что известия об этом всплеске достигли нашей системы в указанный период. На самом деле всплеск должен был произойти как минимум за три года до этого. Фактически, к тому времени, когда эта звезда вызвала столько сенсации в астрономическом мире, она уже снова стала незаметной.

В связи с темой данной главы нам необходимо рассмотреть важную проблему, выдвинутую сэром Уильямом Гершелем. Он заметил, что звёзды движутся благодаря собственному движению; он также понимал, что Солнце — это звезда, одна из бесчисленного множества небесных тел, и поэтому пришёл к мысли о том, движется ли Солнце, как и другие звёзды, находящиеся на одном уровне с ним. Подумайте о всём, что подразумевает эта важная проблема. Вокруг Солнца находятся планеты и их спутники, кометы, а также множество более мелких тел. Вопрос заключается в том: вращается ли вся эта великолепная система вокруг Солнца, находящегося в центре, или же вся система — Солнце, планеты и всё остальное — движется в пространстве как единое целое.

Хершель был первым, кто решил эту важную проблему; он обнаружил, что наше Солнце и все планеты, вращающиеся вокруг него, движутся в космосе. Он не только это выяснил, но и определил направление движения системы, а также приблизительную скорость, с которой оно происходит. Было установлено, что Солнце и его система сейчас движутся к точке на небесах, расположенной рядом с созвездием Лира. Скорость этого движения соответствует массе системы; быстрее самой быстрой пули, когда-либо выпущенной из ружья, Солнце, вместе с Землёй и всеми другими планетами, продолжает своё движение вперёд. Мы на Земле также участвуем в этом движении. Каждые полчаса мы приближаемся примерно на десять тысяч миль к созвездию Лира, чем если бы Солнечная система не двигалась. Поскольку мы движемся с такой огромной скоростью к Лире, может показаться, что мы скоро туда доберёмся; однако расстояния до звёзд в этом районе, по-видимому, не меньше, чем до звёзд в других местах, и мы можем быть уверены, что Солнцу и его системе потребуется гораздо больше миллиона лет, чтобы преодолеть пространство между нашим нынешним положением и границами созвездия Лира. Однако следует признать, что наша оценка фактической скорости движения Солнечной системы крайне неточна, но это ни в коей мере не влияет на тот факт, что мы движемся в направлении, впервые указанном Хершелем (см. главу XXIII).

Остаётся объяснить метод рассуждений, который использовал Хершель, благодаря которому ему удалось сделать это великое открытие. Может показаться странным, что движение Солнца было обнаружено не путём наблюдения за самим Солнцем; все наблюдения за этим светилом с помощью всех телескопов в мире никогда бы не позволили нам узнать о его движении, и дело в простой причине: Земля, с которой мы проводим наблюдения, также участвует в этом движении. Пассажир в каюте корабля обычно замечает, что корабль движется, по волнению моря; но если море совершенно спокойно, то, хотя столы и стулья в каюте движутся с той же скоростью, что и корабль, мы не видим их движения, потому что мы тоже движемся вместе с кораблём. Если мы…

Мы не могли выйти из каюты и не могли смотреть в окна; мы никогда не могли узнать, движется ли корабль или стоит на месте; также мы не могли иметь ни малейшего представления о направлении движения корабля или о скорости, с которой он двигался.

Солнце вместе со своими планетами и спутниками можно сравнить с кораблем. Планеты могут вращаться вокруг Солнца, так же как пассажиры могут перемещаться по каюте, но поскольку пассажиры, глядя на предметы на борту, никогда не могут определить, куда движется корабль, так и мы, просто глядя на Солнце или на другие планеты или объекты Солнечной системы, никогда не можем понять, движется ли вся наша система в целом.

Условия совершенно равномерного движения по совершенно спокойному морю редко соблюдаются в тех водах, с которыми мы знакомы, но движение Солнца и его системы не нарушается никакими помехами, поэтому это величественное движение происходит с абсолютной равномерностью. Мы не чувствуем этого движения; и поскольку все планеты движутся вместе с нами, мы не можем получить от них никакой информации о общем движении, которое приводит в движение всю систему.

Однако пассажиры сразу узнают о движении корабля, когда выходят на палубу и смотрят на окружающее море. Предположим, что их путешествие почти завершилось, что вдали виден берег, и по мере приближения вечера становится виден порт, в который должен войти корабль. Предположим, что у порта, как это часто бывает, узкий вход, и его вход указывается маяками по обеим сторонам. Когда порт ещё далеко, близко к горизонту, два огня кажутся близко друг к другу, а когда наступает вечер и становится совсем темно, эти два огня — единственное, что остаётся видимым. Пока корабль ещё находится в нескольких милях от пункта назначения, два огня кажутся близко друг к другу, но по мере уменьшения расстояния они кажутся всё более разделёнными; постепенно корабль приближается, а огни продолжают удаляться друг от друга, пока, наконец, когда корабль входит в порт, вместо того чтобы огни находиться прямо перед ним, как в начале, один из огней оказывается позади.

правая рука, а другая находится аналогичным образом слева. Если же мы хотим выяснить движение Солнечной системы, нам, подобно пассажиру, необходимо смотреть на объекты, не связанные с нашей системой, и определять наше собственное движение по их кажущимся перемещениям. Но существуют ли в небесах объекты, не связанные с нашей системой? Если бы все звезды были похожи на Землю — просто придатками нашего Солнца, — тогда мы бы никогда не смогли узнать, находимся ли мы в состоянии покоя или движемся: наша система могла бы находиться в состоянии абсолютного покоя или двигаться с невообразимо большой скоростью, ведь мы не могли бы этого опровергнуть. Но звезды не принадлежат к системе нашего Солнца; они сами являются солнцами и не подчиняются влиянию нашего Солнца, как это обязана делать Земля. Поэтому звезды будут служить внешними объектами, с помощью которых мы сможем проверить, движется ли наша система через космос.

Имея звезды в качестве ориентиров, чего мы должны ожидать, если наша система действительно движется? Вспомните: когда корабль приближался к порту, огни постепенно расширялись вправо и влево. Но у астронома также есть огни, с помощью которых он может наблюдать за движением этого огромного «корабля» — нашей Солнечной системы, — и эти огни покажут путь, по которому она движется. Если наша Солнечная система движется, мы должны ожидать, что звезды постепенно удалятся от той точки на небе, к которой направлено наше движение. Именно это мы и наблюдаем: звезды в созвездиях постепенно удаляются от центральной точки, расположенной рядом со созвездием Лиры, и поэтому мы делаем вывод, что движение Солнечной системы направлено в сторону Лиры.

В обсуждении этого вопроса существует одна серьезная трудность. Разве мы не имели возможности заметить, что сами звезды находятся в движении? Кажется очевидным, что каждая звезда, включая само Солнце как звезду, имеет свое собственное индивидуальное движение. Движения звезд, которые мы видим, являются отчасти кажущимися, отчасти реальными; они частично проистекают из реального движения каждой звезды, а частично — из движения Солнца, в котором мы участвуем, и которое вызывает кажущееся движение звезды. Как их различить? Наши телескопы и наблюдения никогда не смогут…

Для проведения анализа Гершель прибег к определенным геометрическим методам. В то время у него было совсем мало данных, но они оказались достаточными, и он смело объявил о своем открытии движения Солнечной системы.

Столь поразительное заявление требовало самой строгой проверки, какую только могли предложить самые совершенные астрономические методы. Астрономы используют определенный мощный и тонкий метод для понимания законов природы. Епископ Батлер говорил, что вероятность является руководством в жизни. Правильное движение звезды необходимо разложить на две части: реальную и кажущуюся. Если рассматривать несколько звезд, можно представить бесконечное количество способов такого разложения движений каждой из них. Каждый из этих возможных вариантов имеет определенный элемент вероятности в свою пользу. Задача математика — определить степень этой вероятности. Ситуация выглядит следующим образом: среди всех возможных систем должна существовать одна правильная. Мы не можем с уверенностью указать, какая именно это система, но можем выбрать ту, которая имеет наибольший уровень вероятности в свою пользу, тем самым следуя принципу Батлера, о котором мы уже говорили. Математик описывает свой метод как метод наименьших квадратов. С момента открытия Гершеля сто лет назад многие астрономы, используя наблюдения сотен звезд, пытались решить ту же задачу. Математики исчерпали все возможные усовершенствования, которые может предложить теория вероятностей, но лишь для подтверждения истинности этой великолепной теории, которая, по-видимому, была одним из проявлений гениальности Гершеля.

ГЛАВА XXII.
ЗВЕЗДНЫЕ СКЛУЧЕНИЯ И ТУМАННОСТИ.
Интересные небесные объекты — Звезды, не распределенные равномерно — Звездные склучения — Их виды — Склучение в Персее — Глобулярное склучение в Геркулесе — Млечный Путь — Склучение крошечных звезд — Облака Магеллана — Туманности, отличные от облаков — Количество известных туманностей — Созвездие Ориона — Положение Большой туманности — Удивительная звезда θ Ориона — Рисунок Большой туманности в телескопе лорда Росса — Фотографии этого удивительного объекта — Большая туманность в Андромеде — Кольцевая туманность в Лире — Сходство с вихревыми кольцами — Планетарные туманности — Рисунки нескольких примечательных туманностей — Природа туманностей — Спектры туманностей — Их распределение; Млечный Путь.

Мы уже упоминали Сатурн как одно из самых великолепных телескопических зрелищ на небе. Если отложить в сторону очевидные преимущества Солнца и Луны, то, возможно, есть ещё два объекта, видимые с этих широт, которые по своей красоте и интересности в телескопическом изображении могут сравниться со Сатурном. Один из этих объектов — звездное склучение в Геркулесе; другой — Большая туманность в Орионе. Мы рассматриваем эти объекты как типичные представители двух основных классов тел, которые будут рассмотрены в этой главе под заголовком «Звездные склучения и туманности».

Звезды, насчитывающие несколько миллионов, усыпляют небо, но они не распределены равномерно. Мы можем видеть, что в то время как некоторые области относительно беззвездны, другие содержат огромное количество звезд. Иногда мы имеем небольшую группу, подобную Плеядам; иногда — огромную область неба, усеянную звездами, как в Млечном Пути. Такие объекты называются звездными склучениями. В склучениях встречаются все возможные варианты: иногда звезды выделяются своей яркостью, иногда — огромным количеством, а иногда — необычной формой их расположения. Иногда звездное склучение украшено ярко окрашенными звездами; иногда светящиеся точки находятся настолько близко друг к другу, что их отдельные лучи

Его невозможно разделить на отдельные звезды; иногда звезды настолько мелкие или находятся на таком большом расстоянии, что скопление едва можно отличить от туманности.

Среди скоплений, примечательных как по количеству, так и по яркости отдельных звезд, можно упомянуть скопление в области «Рукояти меча» в созвездии Персея. Местоположение этого объекта показано на рисунке 83 на странице 415. Невооруженным глазом видна тусклая точка, которая в телескопе превращается в два скопления, разделенных небольшим расстоянием. В каждом из них находится бесчисленное количество звезд, сгруппированных так плотно, что они заполняют поле зрения телескопа. Яркость этого объекта становится понятной, если учесть, что каждая из этих звезд сама по себе является яркой звездой, возможно, сравнимой по сиянию с нашим Солнцем. Однако в областях неба рядом с Южным Крестом, недоступных для наблюдения с северных широт, части Млечного Пути выглядят еще более насыщенными, чем скопление в Персее.

Наиболее поразительный тип звездных скоплений хорошо виден в созвездии Геркулеса. В этом случае речь идет о группе крошечных звезд, имеющих приблизительно сферическую форму. На рисунке 96 показан этот объект в телескопе лорда Росса; на нем видны три лучеподобных структуры, в которых звезды кажутся менее многочисленными, чем в других частях скопления. Предполагается, что это скопление содержит от 1 000 до 2 000 звезд, все они сосредоточены в крайне маленькой области неба. При наблюдении в очень маленьком телескопе этот объект напоминает туманность. Местоположение скопления в созвездии Геркулеса показано на рисунке 88 на странице 420. Мы уже упоминали это великолепное скопление звезд как один из трех особенно интересных объектов на небе.

ПЛАСТИНА D.
Млечный Путь рядом с Мессье II.
Сфотографировано Э.Э. Барнардом 29 июня 1892 года.

Млечный Путь образует пояс, который более-менее регулярно охватывает всё небо; при наблюдении в телескоп видно, что он состоит из мириад крошечных звезд. В некоторых местах звезд гораздо больше, чем в других. Все эти звезды находятся во много раз дальше от Солнца, которое они окружают, поэтому очевидно, что наше Солнце, а также система, к которой оно принадлежит, на самом деле находятся внутри Млечного Пути. Здесь возникает искушение продолжить эту мысль.

Предполагается, что вся Млечный Путь на самом деле может быть всего лишь звездным скоплением, сравнимым по размеру с некоторыми другими звездными скоплениями, которые мы видим; с точки зрения, расположенной в отдалённой части космоса, Млечный Путь казался бы лишь одним из многих звездных скоплений, в которых наше Солнце является одним из неотличимых элементов.

В южном полушарии существуют два огромных образования, которые хорошо видны невооружённым глазом и напоминают отдельные части Млечного Пути. Их нельзя увидеть с тех широт, где находимся мы; они известны как Магеллановы облака или две туманности. Их структура, видимая при использовании мощного телескопа, чрезвычайно сложна. Сэр Джон Гершель, который провёл специальное исследование этих удивительных объектов, дает следующее описание их: «Основу обоих образований составляют обширные участки туманности на всех стадиях разрешения — от слабо различимых форм в телескопе с апертурой восемнадцать дюймов до совершенно отдельных звёзд, подобных тем, что есть в Млечном Пути».

Группы звезд могут быть достаточно изолированными и сжатыми, чтобы их можно было отнести к категории неправильных скоплений; в некоторых случаях они бывают довольно крупными. Но помимо них существует также множество туманностей и шаровых скоплений во всех степенях конденсации. Трудно усомниться в том, что две туманности, которые, говоря определенно, имеют круглую или, скорее, овальную форму, не возникли случайно в результате расположения огромного количества совершенно разных объектов на разных расстояниях по одной линии видимости; скорее, они представляют собой две большие системы объектов, сильно отличающихся по своему составу, которые здесь сосредоточены рядом друг с другом, тогда как обычно они не сосуществуют вблизи друг друга в Млечном Пути — с которым при простом наблюдении голым глазом мы могли бы спутать Магеллановы облака.

Когда мы направляем хороший телескоп к небу, мы время от времени сталкиваемся с одними из удивительных небесных объектов, известных как туманности. Это тусклые облачка или пятна света на черном фоне неба. Почти все они невидимы невооруженным глазом. Эти небесные объекты ни в коем случае нельзя путать с облаками в обычном смысле этого слова. Последние существуют только в атмосфере, тогда как туманности находятся в глубинах космоса. Облака светятся благодаря свету Солнца, который они отражают к нам; туманности светятся собственным светом. Облака меняются с каждым часом; туманности не меняются даже со временем года. Облака гораздо меньше Земли; тогда как самая маленькая из известных нам туманностей непропорционально больше Солнца. Облака находятся в нескольких милях от Земли; туманности же находятся на невообразимой расстоянии.

Сразу после того, как Гершель и его сестра поселились в Слоу, он начал систематически исследовать северное небо. Для подобных наблюдений крайне важно, чтобы небо было безоблачным, ведь даже свет Луны может затмить более тусклые и интересные объекты. Работу приходилось выполнять в длинные и ясные зимние ночи, когда звезды ярко сияли, а бледный путь Млечного Пути простирался по небу. Телескоп направлялся…

Небеса: обычное суточное движение, в результате которого Солнце и звезды кажутся восходящими и заходящими, перемещает звезды по полю зрения в великолепном панорамном виде. Звезды медленно появляются в поле зрения, медленно перемещаются по нему и так же медленно уходят, чтобы снова быть заменёнными другими. Таким образом, наблюдатель, просто оставаясь пассивным у окуляра, видит, как одно за другим проходят перед ним поля зрения, и может изучать их содержимое. Отсюда следует, что даже без перемещения телескопа под контроль можно взять длинную узкую полосу неба; а при незначительном перемещении телескопа вверх и вниз ширина этой полосы может быть соответствующим образом увеличена. В другую ночь телескоп переставляется в другое положение, и исследуется другая полоса неба; таким образом со временем можно тщательно изучить всё небо.

Хершель стоит у окуляра, наблюдая за великолепным процессией небесных тел. Рядом с ним его сестра Каролина сидит за столом, держа в руке перо, чтобы записывать наблюдения, которые слетают с губ её брата. Перед ней — хронометр, с помощью которого она может отмечать время, а также устройство, указывающее высоту телескопа, что позволяет ей записывать точное положение объекта в связи с описанием, которое диктовал её брат. Таков был великолепный план, который эти брат и сестра разработали для того, чтобы посвятить ему всю свою жизнь. Открытия, которые должен был совершить Хершель, будут насчитываться не десятками или сотнями, а тысячами. Записи об этих открытиях можно найти в «Philosophical Transactions of the Royal Society», и они являются одними из самых ценных сокровищ этих томов. Задачу завершить работу своего отца, повторив обзор северного неба и распространив его на южное полушарие, взял на себя сэр Джон Хершель, единственный сын сэра Уильяма. Для этой цели он отправился в Кейптаун и пробыл там столько лет, сколько потребовалось для завершения этой великой работы.

Рис. 97. — Созвездие Орион с указанием положения Большого туманности.

Благодаря огромным усилиям, предпринятым первыми наблюдателями и продолженным другими, в настоящее время нам известно около восьми тысяч туманностей, и с каждым усовершенствованием телескопа в этот список постоянно добавляются новые объекты. Они отличаются друг от друга так же, как восемь тысяч камешков, случайно выбранных на морском берегу: по форме, размеру, цвету и составу, но в то же время, подобно этим камешкам, обладают определенным общим сходством. Подробное описание этой группы объектов полностью выходит за рамки данной главы; мы просто рассмотрим несколько туманностей, выбрав, конечно, те, что обладают наиболее примечательными характеристиками, а также те, которые являются представителями различных групп, на которые можно разделить туманности.

ПЛАТО ИХ XIV.
Большое туманность в Орионе.

Мы уже говорили, что большая туманность в созвездии Ориона является одним из самых интересных объектов на небе. Она примечательна как своими размерами, так и яркостью, а также тем вниманием, с которым её изучали, и успехом, достигнутым в попытках разобраться в её характеристиках. Чтобы найти этот объект, обратимся к рисунку 97, на котором показаны основные звезды этого созвездия; буква A обозначает среднюю из трех звезд, формирующих рукоятку меча Ориона. Над рукояткой находятся три звезды, образующие знаменитый пояс, так хорошо видимый на зимнем небе. Звезда a при внимательном наблюдении невооруженным глазом кажется слегка туманной. В 1618 году Сисат направил телескоп на эту звезду и увидел вокруг неё странный светящийся туман, который оказался большой туманностью. С тех пор этот объект…

Этот объект тщательно изучался многими астрономами; было сделано очень много наблюдений за Большим туманностью, и даже были написаны целые тома, посвященные исключительно ей. Любой обычный телескоп позволяет увидеть этот объект в определенной степени, но чем мощнее телескоп, тем больше интересных деталей становится видно.

Прежде всего, объект, который мы обозначили как θ Ориона (также называемый трапецией Ориона), сам по себе является самой замечательной многозвездной системой во всем небе. На самом деле он состоит из шести звезд, показанных на следующей диаграмме (рис. 98). Эти звезды находятся настолько близко друг к другу, что их лучи невозможно различить без телескопа. Четыре из них можно увидеть даже с помощью простых инструментов, однако две более мелкие звезды требуют телескопов с значительной мощностью. И все же эти звезды являются солнцами, сравнимыми, возможно, по яркости с нашим Солнцем.

Довольно удивительно, что эта непревзойденная группа из шести солнц находится в окружении знаменитой туманности; сама туманность или сама многозвездная система уже представляли бы исключительный интерес по отдельности, а здесь мы имеем их сочетание. Кажется невозможным не сделать вывод, что многозвездная система действительно находится внутри туманности, а не просто…

В рамках одной и той же линии видимости. Действительно, кажется весьма маловероятным предположение, что нахождение этих двух исключительных объектов в одном поле зрения является лишь случайностью. Если многозвездная система действительно находится в туманности, то этот объект служит доказательством того, что в любом случае расстояние до туманности имеет такую же величину, как и расстояние до звезды. К сожалению, это почти полностью охватывает всё наше знание о расстояниях от Земли до туманностей.

Большая Орионова туманность окружает многозвездную систему и простирается на огромное расстояние в соседнем пространстве. Пунктирный круг, нанесённый вокруг звезды, обозначенной как а на рис. 97, приблизительно показывает размеры туманности, видимые в телескопе средней хорошести. Туманность имеет тусклый голубоватый цвет, который невозможно передать на рисунке. Её яркость в некоторых местах значительно выше, чем в других; в центральных частях, как правило, свет самый яркий, а яркость постепенно убывает по мере приближения к краю туманности. Фактически, мы едва можем сказать, что у туманности есть какие-либо чёткие границы, поскольку с увеличением мощности телескопа можно увидеть всё более тусклые новые отростки. В туманности, непосредственно окружающей многозвездную систему, кажется существовать пустое пространство, но это лишь иллюзия, возникающая из-за контраста с ярким светом звёзд; спектроскопическое исследование туманности показывает, что туманный материал является непрерывным между звёздами.

Лист с изображением Большой Орионовой туманности, показанный здесь (лист XIV), представляет собой в уменьшенном виде подробный рисунок этого объекта, созданный с помощью большого отражающего телескопа графа Росса в Парсонстауне.[40] В телескопическом виде туманность показывает двести или более звёзд, разбросанных по её поверхности. Не обязательно предполагать, что эти звёзды находятся внутри туманного вещества, как это кажется в случае с многозвездной системой; они могут находиться либо перед ней, либо, менее вероятно, позади неё, так что проецируются на ту же часть неба.

ЛИСТ XV.
ФОТОГРАФИЯ ТУМАНА 31 M АНДРОМЕДЫ
Время экспозиции — 4 часа, увеличение — в 3 раза.
Сделано мистером Айзеком Робертсом 29 декабря 1882 года.

Другими астрономами было создано значительное количество рисунков этого уникального объекта. Среди них следует отметить рисунок, выполненный профессором Бондом в Кембридже, штат Массачусетс; он отличается такой точностью в деталях, что каждый, кто изучает этот объект, обязан это признать. В последние годы также предпринимались попытки сфотографировать эту огромную туманность. Покойный профессор Дрейпер имел счастье получить несколько восхитительных фотографий. В Англии мистер Коммон первым сделал очень хорошие фотографии туманности; превосходные снимки этого же объекта были также сделаны доктором Робертсом и мистером У.Э. Уилсоном — на них видна огромная территория, занимаемая туманностью, о существовании которой ранее не было известно.

Большая туманность в Андромеде, которую можно едва разглядеть невооруженным глазом, показана на иллюстрации XV; она воспроизведена с разрешения на основе одной из поразительных фотографий, сделанных доктором Айзеком Робертсом. На туманности несложно заметить два темных канала, а также внимание заслуживает количество тусклых звезд, расположенных на ее поверхности. Чтобы найти этот объект, нужно обратить внимание на созвездие Кассиопея и Большой квадрат Пегаса; тогда туманность будет легко видна в указанном на стр. 413 положении. В 1885 году рядом с самой яркой частью туманности внезапно появилась новая звезда саградуса седьмой величины, которая через несколько месяцев снова стала невидимой.

Туманность в Лире является самой заметной кольцевой туманностью на небе, но не стоит считать, что она единственный представитель этого класса. Всего существует около дюжины подобных объектов. Кажется сложным сформировать какое-либо достаточное представление о природе такого тела. Однако невозможно смотреть на кольцевые туманности, не вспоминая о тех изящных объектах, известных как вихревые кольца. Кто не замечал изящного кольца пара, которое время от времени вырывается из вентилятора локомотива, поднимается высоко в воздух и растворяется лишь спустя некоторое время после того, как исчезнет менее специфичный пар? Такие вихревые кольца можно создать искусственно с помощью кубического ящика, одна открытая сторона которого покрыта брезентом, а на противоположной стороне — круглое отверстие. Кран

На холсте это приведет к появлению вихревого кольца, исходящего из отверстия; а если коробку заполнить дымом, это кольцо будет видно на большом расстоянии по своему пути. Было бы слишком преувеличением утверждать, что кольцевые туманности имеют какое-либо реальное сходство с вихревыми кольцами; но, в любом случае, не существует других известных нам объектов, с которыми их можно было бы сравнить.

В небесах существует множество крошечных, но ярких объектов, известных как планетарные туманности. Их можно описать как шары светящегося голубоватого газа; они часто настолько малы, что при наблюдении через телескоп могут быть приняты за звезды. Один из самых замечательных таких объектов находится в созвездии Дракона и расположен примерно на полпути между Полярной звездой и звездой γ Дракона. Некоторые из более недавно открытых планетарных туманностей чрезвычайно малы, и их удалось отличить от маленьких звезд лишь с помощью спектроскопа. Следует также отметить, что из-за своего голубого цвета такие объекты находятся немного вне фокуса в рефракционном телескопе. Это замечание не относится к отражающему телескопу, поскольку этот инструмент сосредотачивает все лучи в один общий фокус.

Существует еще множество других форм туманностей: есть длинные туманные лучи; есть удивительные спирали, обнаруженные с помощью великого отражающего телескопа лорда Росса; есть двойные туманности. Но все эти различные объекты мы можем лишь кратко упомянуть. Существует большая сложность в создании изображений таких туманностей. Большинство из них очень тусклы — настолько тусклы, что их можно увидеть только при тщательном внимании, даже с помощью мощных инструментов. Поэтому при создании рисунков этих объектов невозможно избежать усиления менее заметных деталей, если нужно получить понятное изображение. С учетом этого мы представляем иллюстрацию XVI, на которой показаны несколько наиболее замечательных туманностей, видимых через великий телескоп лорда Росса.

Рис. 99. — Туманность N.G.C., 1,499.
(Автор: Э.Э. Барнард, обсерватория Лик, 21 сентября 1895 г.)

Природа туманностей представляет собой проблему крайне важную, которая на протяжении многих лет занимала ум первого усердного наблюдателя туманностей — Уильяма Гершеля. Изначально он считал, что все туманности представляют собой лишь плотные скопления звезд — весьма логичный вывод для человека, который так сильно улучшил оптические характеристики телескопов и привык видеть, как многие объекты, казавшиеся туманными в телескопе с малым диаметром объектива, становятся «разрешенными» в отдельные звезды при использовании телескопа с большим диаметром объектива. Однако в 1864 году, когда сэр Уильям Хаггинс впервые направил телескоп с спектроскопом на одну из планетарных туманностей, стало ясно, что по крайней мере некоторые туманности на самом деле являются облаками огненного тумана, а не звездными скоплениями.

В следующей главе мы рассмотрим спектры звезд, но можем здесь заранее отметить, что эти спектры являются непрерывными и, как правило, показывают всю длину спектра — от красного до фиолетового, как и в спектре Солнца, хотя существуют многочисленные и значительные различия в виде наличия темных и светлых линий. Звездное скопление, конечно же, должно давать подобный спектр, возникающий в результате суммирования спектров отдельных звезд внутри скопления. Многие туманности имеют такой тип спектра; например, Большая туманность в Андромеде. Но это ни в коем случае не означает, что эти объекты являются лишь скоплениями обычных звезд, поскольку непрерывный спектр может возникать не только из-за вещества в жидком или твердом состоянии, или из-за газов при высоком давлении, но также из-за газов при низком давлении, но высокой температуре в определенных условиях. Следовательно, наличие непрерывного спектра у туманности не обязательно указывает на то, что туманность представляет собой скопление объектов, сопоставимых по размеру и общей структуре с нашим Солнцем. Но если туманность имеет спектр с яркими линиями, мы можем быть уверены, что в исследуемом объекте присутствуют газы при низком давлении. Именно это и обнаружил сэр Уильям Хаггинс во многих туманностях. Когда он впервые решил изучать спектры туманностей, он выбрал для наблюдения те объекты, которые называются планетарными туманностями — маленькие круглые или слегка овальные диски, как правило, без центральной конденсации, напоминающие нечетко очерченные планеты. Цвет их света часто имеет синеватый оттенок…

Зеленый цвет удивителен, поскольку это очень редкий оттенок среди одиночных звезд. Спектр оказался совершенно иным по сравнению со спектрами любых звезд; он состоял лишь из трех или четырех ярких линий. Самая яркая из них находится в голубовато-зеленой части спектра; первоначально ее принимали за линию, соответствующую линии азота в спектре, но более точные измерения показали, что ни эта линия, ни вторая линия туманности не соответствуют никаким темным линиям в солнечном спектре, к тому же их невозможно получить экспериментально в лаборатории; поэтому мы не можем отнести их ни к одному известному элементу. Третью и четвертую линии сразу же определили как соответствующие двум линиям водорода, которые в солнечном спектре обозначаются как F и g.

ПЛАТО СЭ.
ТУМАННОСТИ В СВЕРХСКАЗКЕ.
По фотографии доктора Айзека Робертса.

Анализ спектров здесь, как и во многих других случаях, оказал услуги, которые никакой телескоп никогда бы не смог предоставить. Спектры туманностей после Хаггинса изучались как визуально, так и с помощью фотографий Вогелем, Копеландом, Кэмпбеллом, Килером и другими; кроме того, было обнаружено очень много чрезвычайно тусклых

Помимо четырех линий, которые видит прибор средних размеров, были обнаружены и другие линии. Примечательно, что красная C-линия водорода, обычно такая яркая, в спектрах туманностей либо отсутствует, либо крайне тусклая. Однако эксперименты Франкленда и Локьера показали, что при определенных условиях температуры и давления сложный спектр водорода сводится к одной зеленой линии — F-линии. Поэтому неудивительно, что спектры газовых туманностей относительно просты: вероятно, низкая плотность газов в них и слабость этих объектов приводят к тому, что спектры сводятся к небольшому количеству линий. Некоторые газовые туманности также имеют тусклые непрерывные спектры; место максимальной яркости в них находится не в желтом диапазоне (как в солнечном спектре), а ближе к зеленому. Вероятно, эти непрерывные спектры на самом деле представляют собой совокупность очень тусклых светящихся линий.

Список всех известных туманностей с газовым спектром насчитывает сейчас около восьмидесяти объектов. К этой категории, помимо планетарных туманностей, относятся многие крупные и более рассеянные туманности; это также касается кольцевой туманности в созвездии Лиры и Большой туманности в Орионе. Не нужно говорить, что особый интерес представляет обнаружение этого великолепного объекта среди туманностей газовой природы. В этой туманности Копеланд обнаружил удивительную D3-линию гелия в то время, когда «гелий» был всего лишь названием, гипотетическим понятием, хотя сейчас мы знаем, что это элемент, широко распространенный во Вселенной. С тех пор его нашли в нескольких других туманностях. Легкость распознавания характерного газового спектра подсказала идею сканирования неба с помощью спектроскопа для поиска новых планетарных туманностей; таким образом Пикеринг и Копеланд действительно обнаружили ряд объектов, а недавно Пикеринг — изучая спектральные фотографии различных участков неба. Большинство из этих новых объектов при наблюдении в телескоп выглядят как обычные звезды, и их истинная природа никогда бы не была обнаружена без спектроскопа.

Когда мы смотрим в звёздное небо в ясную ночь, на первый взгляд кажется, что звёзды распределены по небу крайне неравномерно. Тут и там несколько ярких звёзд образуют характерные группы, такие как Орион или Большая Медведица, в то время как другие значительные участки неба практически лишены ярких звёзд и содержат лишь несколько незначительных из них. Если взять бинокль или другой небольшой телескоп и осмотреть им небо, результат остаётся прежним — то мы сталкиваемся с участками, богатыми звёздами, то — с относительно пустыми местами. Но когда мы приближаемся к зоне Млечного Пути, нас поражает резкое увеличение количества звёзд, заполняющих поле зрения телескопа; а когда мы достигаем самого Млечного Пути, глазу почти невозможно различить отдельные точки света, которые расположены настолько близко друг к другу, что нагим глазом они создают вид широкой, но крайне неровной полосы тусклого света, которую даже мощный телескоп в некоторых местах едва может преобразовать в отдельные звёзды. Как объяснить это удивительное распределение звёзд? В чём причина того, что в тех частях неба, которые находятся дальше всего от Млечного Пути, мы видим так мало звёзд, а внутри или рядом с этим великолепным поясом — так много? Первую попытку дать ответ на эти вопросы предпринял Томас Райт, изготовитель инструментов из Лондона, в книге, опубликованной в 1750 году. Он предположил, что звёзды нашей звёздной системы распределены в огромном слое незначительной толщины по сравнению с его длиной и шириной. Если бы у нас была большая стеклянная шлифовальная камень, в которой равномерно было бы встроено огромное количество зёрен песка или подобных мелких частиц, и если бы мы смогли поместить глаз где-то рядом с центром этой каменюки, легко понять, что мы увидели бы очень мало частиц в направлении оси каменюки, но множество — если бы смотрели в любую точку по периметру. Это была идея Райта о структуре Млечного Пути; он предполагал, что Солнце находится не слишком далеко от центра этого звёздного слоя.

ПЛАСТИНА F.

ω ЦЕНТАУР.
По рисунку из публикаций Обсерватории Гарвардского колледжа.

Если бы сама Млечный Путь не существовала — и нам оставался бы лишь факт того, что звезды, по-видимому, быстро увеличиваются в числе в направлении определённого круга (почти большой окружности), охватывающего небо, — тогда теория диска могла бы иметь немало сторонников. Но телескопическое исследование Млечного Пути, а также потрясающие фотографии его сложной структуры, сделанные профессором Барнардом, нанесли смертельный удар по старой теории и сделали весьма разумным вывод о том, что Млечный Путь действительно, а не только кажется, представляет собой огромный поток звёзд, окружающий небо. Вскоре мы упомянем несколько фактов, указывающих в этом направлении. Достаточно одного взгляда, чтобы понять, что Млечный Путь — это не единый световой пояс; возле созвездия Орла он делится на две ветви с довольно широким промежутком между ними, и эти ветви снова не встречаются до тех пор, пока не пройдут далеко в южное полушарие. Чтобы объяснить это, теория диска должна была предположить, что звёздный слой разделён пополам почти до самого центра. Но даже если мы согласимся с этим, как мы можем объяснить многочисленные более или менее тёмные «дыры» в Млечном Пути, самой крупной и заметной из которых является так называемый «угольный мешок» в южном полушарии? Очевидно, нам пришлось бы предположить существование ряда туннелей, пробуренных через дисковидный слой, и все они, по какой-то странной закономерности, направлены в точку, где расположена наша Солнечная система. А многочисленные маленькие рукава, исходящие от Млечного Пути, должны быть либо плоскостями, видимыми сбоку, либо выпуклостями изогнутых поверхностей, видимыми под углом. Вероятность этих различных предположений крайне мала. Однако существуют доказательства того, что относительно яркие звёзды сосредоточены в той же зоне, где чрезмерно тусклые звёзды также находятся в очень плотном скоплении. Уже покойный мистер Проктор нанёс на одну карту все звёзды, указанные в великом атласе северного полушария Аргеландера — всего 324 198 звёзд; хотя все эти звёзды имеют магнитуду выше десятой, то есть ярче тех бесчисленных звёзд, чьи отдельные элементы в значительной степени теряются в…

Галактическая зона; согласно гипотезе равномерного распределения, она должна находиться относительно близко к нам. На карте четко виден весь путь Млечного Пути благодаря скоплениям этих звезд. Это полностью опровергает идею о том, что Млечный Путь — это всего лишь дисковидный слой, проецируемый на небесную сферу. После этого уже почти не нужно рассматривать фотографии профессора Барнарда, чтобы убедиться в том, что яркие и очень тусклые области чередуются без какой-либо закономерности, и что Млечный Путь, скорее всего, представляет собой поток звезд, сгруппированных вместе — поток или кольцо невероятно огромных размеров, внутри которого случайно находится наша Солнечная система. Однако следует признать, что преждевременно пытаться определить истинную форму этого потока или относительное расстояние между его различными частями.

ЛИСТ XVI.
ТУМАНЫ,
наблюдаемые с помощью большого телескопа лорда Росса.

ГЛАВА XXIII.
ФИЗИЧЕСКАЯ ПРИРОДА ЗВЕЗД.
Звездные спектрографы — Классификация звездных спектров — Тип I, с очень немногими линиями поглощения — Тип II, подобный Солнцу — Тип III, с ярко выраженными темными полосами — Распределение этих классов по небу — Движение в линии видимости — Орбитальное движение, обнаруженное с помощью спектрографа: новый класс двойных звезд — Спектры временных звезд — Природа этих тел.

В предыдущих главах мы неоднократно упоминали открытия, сделанные с помощью спектрографа, которые составляют важную часть истории современной науки. Благодаря ему был сделан огромный шаг в наших попытках понять физическое строение Солнца. В настоящей главе мы хотим рассказать о том, что сообщает нам спектрограф о физическом строении звезд.

Здесь открывается совершенно новая фаза астрономии. Каждое усовершенствование телескопов позволяло обнаруживать все более тусклые объекты, но ни один телескоп в мире не мог ответить на вопрос о том, присутствует ли в звездах железо и другие элементы. Обычная звезда — это огромный светящийся шар, горячее, чем конвертер Бессемера или печь Сименса; если в звезде есть железо, оно должно быть не только красным горячим и расплавленным, но и превращено в пар. Однако пар железа не виден в телескопе. Как его распознать? Как узнать, смешался ли он с паром многих других металлов или других веществ? На самом деле, для различения железа в светящейся атмосфере звезды требуется тонкий анализ. Но спектрограф справляется с этой задачей, предоставляя результаты анализа, абсолютно убедительные.

То, что спектры Луны и планет на самом деле являются лишь тусклыми копиями спектра Солнца, было открыто великим немецким оптиком Фраунгофером примерно в 1816 году. Поместив призму...

С помощью линзы небольшого теодолита (инструмента, используемого для геодезических измерений) он смог установить, что Венера и Марс имеют спектр, идентичный спектру Солнца, в то время как Сириус давал совершенно другой спектр. Это важное наблюдение побудило его приобрести более совершенные инструменты для продолжения работ, и ему удалось выявить основные характеристики различных типов звездных спектров. Устройство, которое использовал Фраунгофер для этих исследований — при котором призма располагалась снаружи линзы телескопа — практически не применялось до последних лет из-за сложности получения призм больших размеров (ведь очевидно, что призма должна быть такой же большой, как и линза телескопа, чтобы можно было в полной мере использовать её возможности). Однако это самая простая форма спектроскопа для наблюдения спектров объектов с незначительным угловым диаметром, таких как звезды. Параллельные лучи от звезд рассеиваются призмой на спектр, который затем наблюдается с помощью телескопа. Но поскольку изображение звезды в телескопе представляет собой лишь светящуюся точку, её спектр будет представлять собой всего лишь линию, в которой невозможно различить какие-либо поперечные линии, подобные тем, что мы видим в спектре Солнца. Поэтому перед окуляром телескопа размещается цилиндрическая линза; она превращает точку в линию, а линию — в полосу, тем самым расширяя узкий спектр звезды до светящейся полосы, в которой можно различить все существующие детали. В других формах звездных спектроскопов требуется щель, которая должна находиться в фокусе линзы телескопа; общая схема подобна той, что мы описали в главе о Солнце, за исключением необходимости использования цилиндрической линзы.

Изучение спектров звезд почти не продвигалось до тех пор, пока в 1859 году Кирхгоф не установил принципы анализа спектров. Когда темные линии в солнечном спектре были правильно интерпретированы, стало сразу ясно, что наука открыла широкие врата новой области для исследований человеком, существование которой до тех пор почти никто не знал. Мы уже видели, до какой великолепной

Успехи в изучении Солнца привели исследователей в этой области к значительным достижениям; мы видели, насколько ценные результаты дает новый метод при наблюдении комет и туманностей. Теперь мы расскажем о том, что было узнано относительно состава звезд благодаря исследованиям, начатым сэром Уильямом Хаггинсом и продолженным им, а также Секки, Фогелем, Пикерингом, Локьером, Дюнером, Шайнером и другими. Здесь, как и в других современных разделах астрономии, фотография сыграла чрезвычайно важную роль: не только потому, что сфотографированные спектры звезд простираются гораздо дальше в фиолетовой области, чем наблюдатель может видеть невооруженным глазом, но и потому, что положение линий можно очень точно определить на фотографиях.

Первым наблюдателем, который привел к порядку, казалось бы, хаотичное разнообразие звездных спектров, был Секки, который показал, что их можно объединить в четыре типа. Однако за последние тридцать лет было обнаружено столько модификаций этих типов, что возникла необходимость в их дальнейшем делении; большинство наблюдателей теперь используют классификацию Фогеля, которую мы также в целях удобства применим в этой главе.

Тип I. — В спектрах звезд этого класса металлические линии, которые так многочисленны и заметны в фиолетовом спектре Солнца, являются очень слабыми и тонкими или совсем невидимыми, в то время как синяя и белая части спектра имеют чрезвычайно высокую яркость. Фогель делит этот класс на три группы. В первой (I.a) присутствуют водородные линии, которые отличаются большой шириной и интенсивностью; примерами звезд этой группы являются Сириус, Вега и Регул. Большая ширина этих линий, вероятно, указывает на то, что эти звезды окружены водородными атмосферами огромных размеров. Общепринято считать, что звезды этой группы являются самыми горячими из всех; подтверждением этой точки зрения служит наличие в их спектрах определенной магниевой линии, которая, как показал много лет назад сэр Норман Локьер в лабораторных экспериментах, отсутствует в обычном спектре магния, но свидетельствует о наличии этого вещества при очень высокой температуре. В спектрах звезд

В группе I.b линии водорода и несколько металлических линий имеют одинаковую ширину; упомянутая ранее линия магния является самой интенсивной из всех. Ригель и несколько других ярких звезд в Орионе принадлежат к этой группе. Примечательно, что в некоторых из этих звезд присутствует гелий; поэтому (как отмечает профессор Килер) спектр Ригеля можно практически считать обратным спектром туманности (линии темные вместо ярких), за исключением того, что две основные туманностные линии в звезде не обращены. Этот факт, несомненно, в конечном итоге окажет большое значение для понимания последовательного развития звезды из туманности; к тому же звезда вроде Ригеля, безусловно, имеет очень высокую температуру. Вероятно, это не относится к звездам третьей подгруппы типа I (I.c), спектры которых отличаются наличием ярких линий водорода и яркой линии гелия D3. Среди звезд с таким очень особенным спектром находятся очень интересная переменная звезда в созвездии Лиры (β) и звезда, известная как γ Кассиопеи; обе они подвергались тщательным наблюдениям, их спектры обладают множеством особенностей, которые делают объяснение физического состава звезд этой подгруппы крайне сложной задачей.

Переходя к типу II, мы видим спектры, в которых металлические линии являются интенсивными. Более преломляемая часть спектра более тусклая, чем в предыдущем классе, а иногда в красной части спектра обнаруживаются поглощающие полосы. В первой подгруппе этого типа (II.a) содержатся спектры с большим количеством сильных и четко определенных линий, обусловленных металлами; линии водорода также хорошо видны, хотя и не особенно заметны. Среди очень многочисленных звезд этой группы — Капелла, Альдебаран, Арктур, Поллукс и др. Спектры этих звезд на самом деле практически идентичны спектру нашего Солнца, как показал, например, доктор Шайнер из Потсдамской астрофизической обсерватории, который измерил несколько сотен линий на фотографиях спектра Капеллы и обнаружил очень близкое сходство между этими линиями и соответствующими линиями в солнечном спектре. Мы вряд ли можем сомневаться в том, что физический состав этих звезд очень похож на состав нашего Солнца. Это не может относиться к звездам второй подгруппы (II.b), спектры которых очень сложны и каждый из них состоит из непрерывного спектра.

пересеченный многочисленными темными линиями, на которые накладывается второй спектр ярких линий. Известно, что более семидесяти звезд обладают этим необычным спектром; единственной яркой звездой среди них является звезда третьей величины в южном созвездии Аргус. Здесь также водород и гелий представлены яркими линиями, тогда как происхождение остальных ярких линий остается сомнительным. Что касается физического состава звезд этой группы, то сделать определенный вывод очень сложно, но кажется вполне вероятным, что речь идет о звездах, которые не только окружены атмосферой низкой температуры, вызывающей темные линии, но и имеют огромную оболочку из водорода и других газов. По крайней мере, у одной из звезд этой группы профессор Кэмпбелл из Обсерватории Лик обнаружил линию F в виде длинной линии, простирающейся на значительное расстояние по обе стороны от непрерывного спектра; при использовании узкой щели она выглядела как большое круглое диско диаметром около шести секунд; две другие основные водородные линии также имели подобный вид. Судя по этому наблюдению, существование обширной газовой оболочки вокруг звезды кажется подтвержденным.

Тип III содержит относительно небольшое количество звезд, и их спектры характеризуются многочисленными темными полосами помимо темных линий; при этом более преломляемые части спектра очень тусклы, поэтому звезды имеют более-менее красный цвет. Этот класс делится на два четко выраженных подкласса. В первом (III.a) основные линии поглощения совпадают с аналогичными линиями в солнечном спектре, но существуют значительные различия в интенсивности: многие линии у этих звезд гораздо сильнее, чем у Солнца, а также появляются многие новые линии. Однако эти различия менее важны, чем своеобразные полосы поглощения в красной, желтой и зеленой частях спектра, которые лежат поверх металлических линий и имеют четкие границы с стороны фиолетового края спектра, постепенно стираясь к красному краю. Такие полосы связаны с химическими соединениями, и это, по-видимому, указывает на то, что в атмосферах этих далеких звезд температура достаточно низка, чтобы могли образовываться стабильные химические соединения. Самой важной звездой этого типа является Бетельгейзе, или α Ориона.

Красная звезда первой величины, находящаяся в плече Ориона; однако особое значение имеет тот факт, что у многих переменных звезд с длинным периодом изменения светимости спектры относятся к типу III.a. В 1887 году сэр Норман Локьер предположил, что в момент максимальной светимости звезды будут наблюдаться яркие линии, вероятно, водорода, когда более мелкая группа звезд пройдёт сквозь более крупную; это вскоре было подтверждено сообщением о том, что профессор Пикеринг обнаружил ряд ярких линий водорода на фотографиях спектра выдающейся переменной звезды Мира Китовой, сделанных в Обсерватории Гарвардского колледжа в момент её максимальной светимости. С тех пор профессор Пикеринг сообщал о том, что на пластинках сорока одной ранее известной переменной звезды этого класса также были обнаружены яркие линии, и что более двадцати других звезд были идентифицированы как переменные благодаря этой особенности их спектров; то есть наличие ярких линий указывало на то, что эти звезды являются переменными, а дальнейшие фотометрические исследования подтверждали этот факт.

Второй подкласс (III.b) включает только относительно тусклые звезды, ни одна из которых не превышает пятой величины; он состоит из небольшого числа красных звезд. Ярко выраженные полосы в их спектрах имеют чёткие границы и тёмные у красной стороны, в то время как они постепенно становятся менее заметными в направлении фиолетового цвета — это полная противоположность тому, что мы видим в спектрах типа III.a. По-видимому, эти полосы возникают в результате поглощения света парами углеводородов, присутствующих в атмосферах этих звезд; однако также видны некоторые линии, указывающие на наличие металлических паров, среди которых, безусловно, находится натрий. Нет сомнений в том, что эти звезды представляют собой последнюю стадию жизни звезды, похожей на Солнце: она значительно остыла и находится недалеко от полного угасания из-за усиливающегося поглощения её оставшегося света атмосферой вокруг неё.

Метод, используемый для спектроскопического определения движения звезды в линии видимости, такой же, как метод, описанный нами в главе, посвящённой Солнцу. Положение определённой линии в спектре звезды сравнивается с положением соответствующей яркой линии элемента в искусственно созданном спектре, и таким образом…

Можно обнаружить смещение звездной линии либо в сторону фиолетового цвета (что указывает на приближение звезды к нам), либо в сторону красного цвета (что указывает на её удаляющееся движение). Первую попытку в этом направлении предпринял в 1867 году сэр Уильям Хаггинс, который сравнил линию F в спектре Сириуса с той же линией в спектре водорода, находящегося в вакуумной трубке и отраженного в поле его астрономического спектроскопа, так что оба спектра оказались рядом друг с другом. Работа, начатая им, позже была продолжена в Гринвичской обсерватории; однако результаты, полученные в ходе этих прямых наблюдений, никогда не были удовлетворительными, поскольку между значениями, полученными разными наблюдателями, а также одним и тем же наблюдателем в разные ночи, возникали значительные расхождения. Этому неудивительно, если учесть, что скорость света настолько огромна по сравнению с любой скоростью, с которой может двигаться небесное тело, что изменение длины волны, вызванное этим движением, может быть лишь чрезвычайно незначительным, трудным для обнаружения и ещё более трудным для измерения. Но с тех пор, как доктор Фогель из Потсдама впервые использовал фотографию для этих исследований, были получены гораздо более согласованные и надежные результаты, хотя и сейчас требуется чрезвычайная осторожность, чтобы избежать систематических ошибок. Чтобы дать представление о достигаемых результатах, в следующей таблице приведены значения скорости звезд в секунду для ряда звезд, наблюдавшихся в 1896 и 1897 годах господином Х.Ф. Ньюаллом с помощью спектрографа Брюса, установленного на большом 25-дюймовом рефракторе Ньюалла в Кембриджской обсерватории; также приведены значения, полученные в Потсдаме Фогелем и Шайнером. Результаты выражены в километрах (1 км = 0,62 английских мили). Знак + означает, что звезда удаляется от нас, знак – что она приближается.

Ньюэлл. Фогель. Шайнер.
Альдебаран + 49,2 + 47,6 + 49,4
Бетельгейзе + 10,6 + 15,6 + 18,8
Процион – 4,2 – 7,2 – 10,5
Поллукс – 0,7 + 1,9 + 0,4
γ Льва – 39,9 – 36,5 – 40,5
Арктур – 6,4 – 7,0 – 8,3

Эти значения были скорректированы с учетом орбитального движения Земли вокруг Солнца, но не с учетом движения Солнца в пространстве, поскольку величина последнего практически неизвестна или, по крайней мере, очень неопределена; следовательно, приведенные цифры действительно представляют собой скорость различных звезд относительно Солнца в секунду. Можно добавить, что направление и скорость движения Солнца в конечном итоге можно определить с помощью спектроскопических измерений большого числа звезд, и, по-видимому, таким образом скорость Солнца будет измерена гораздо точнее, чем с использованием старого метода, заключающегося в сочетании собственных движений звезд с предположениями относительно средних расстояний до звезд различных классов. Это уже пытался сделать доктор Кемпф, который на основе спектроскопических наблюдений в Потсдаме определил скорость Солнца как 18,6 километра, или 11,5 миль в секунду — результат, который, вероятно, довольно близок к истинному значению.

Однако спектры звезд также могут рассказать нам что-то о движении по орбите в этих чрезвычайно удаленных системах. Если одна звезда вращается вокруг другой в плоскости, проходящей через Солнце, то с одной стороны орбиты она должна двигаться прямо к нам, а с другой — прямо от нас, при этом ее расстояние от нас не будет меняться, пока она находится перед центральным телом или позади него. Следовательно, если мы на основании спектроскопических наблюдений обнаружим, что звезда периодически движется к Земле и от нее в течение определенного времени, то не может быть сомнений, что эта звезда вращается вокруг какого-то невидимого тела (или, скорее, вокруг центра тяжести обоих тел) в течение периода, указанного смещением спектральных линий. В главе XIX мы упоминали переменную звезду Альголь в созвездии Персея, которая относится к классу переменных звезд, отличающихся тем, что в течение большей части времени…

В течение этого периода они сохраняют неизменную яркость, но в течение очень короткого времени становятся значительно тусклее. Самой простой гипотезой было предположение, что это вызвано каким-то своего рода затмением — другими словами, периодическим прохождением темного тела перед звездой, которое более-менее скрывает её от нас. Эта гипотеза уже много лет назад получила широкое признание. Однако невозможно было доказать, что это и есть истинное объяснение периодичности в поведении звезд вроде Альголя, пока профессор Фогель, на основании спектроскопических наблюдений, проведенных в Потсдаме, не обнаружил, что перед каждым минимумом яркости Альголь удаляется от Солнца, а после минимума снова приближается к нам. Предположив, что орбита имеет круглую форму, была определена скорость Альголя — 26 миль в секунду. Исходя из этого значения, продолжительности периода (2 дня 22 часа 48 минут 55 секунд) и времени затмения, было легко рассчитать размер орбиты и фактические размеры обоих тел. Было даже возможно пойти ещё дальше и, исходя из орбитальных скоростей, рассчитать массы этих тел, предположив, что у них одинаковая плотность — предположение, которое, безусловно, является весьма сомнительным. Ниже приведены приблизительные параметры системы Альголя, найденные Фогелем:—

Диаметр Альголя — 1 054 000 миль.
Диаметр спутника — 825 000 миль.
Расстояние между центрами — 3 220 000 миль.
Орбитальная скорость Альголя — 26 миль в секунду.
Орбитальная скорость спутника — 55 миль в секунду.
Масса Альголя — 4/9 массы Солнца.
Масса спутника — 2/9 массы Солнца.

Период колебаний яркости звезды Альголь постепенно сокращается на протяжении прошлого века (на шесть–семь секунд), но остается неясным, вызвано ли это движением пары звезд вокруг третьего, гораздо более далекого тела, как предполагает мистер Чандлер.

Мы уже упоминали, что для возникновения затмений и, следовательно, изменений яркости необходимо, чтобы линия видимости проходила практически в плоскости орбиты. Также крайне важно наличие значительной разницы в яркости между двумя звездами. Эти условия должны выполняться для пятнадцати известных сегодня переменных звезд класса Альголь; однако согласно теории вероятностей, должно существовать гораздо больше двойных систем, подобных системе Альголь, в которых эти условия не выполняются, и в таких случаях не будет никаких изменений в яркости звезд. Конечно, мы знаем много примеров звезд, вращающихся вокруг другой звезды, но должны существовать и случаи, когда крупный спутник вращается вокруг другой звезды на настолько малом расстоянии, что наши телескопы не могут «разделить» эту двойную звезду. Это было обнаружено с помощью спектроскопа. Если рассмотреть чрезвычайно близкую двойную звезду с помощью спектроскопа, спектры её компонентов будут наложены друг на друга, и мы не сможем заметить, что на самом деле видим два разных спектра. Но в процессе вращения обеих звезд вокруг их общего центра масс периодически наступает момент, когда одна звезда движется к нам, а другая — от нас; в результате линии в спектре первой звезды подвергаются незначительному относительному смещению в сторону фиолетового края спектра, а линии второй звезды — в сторону красного края. Линии, общие для обоих спектров, тем самым периодически становятся двойными. Подобное открытие было сделано впервые в 1889 году профессором Пикерингом на основе фотографий спектра звезды Мизар, или ζ Большой Медведицы, крупнее из компонентов известной двойной звезды, находящейся в хвосте Большой Медведицы. Было обнаружено, что некоторые линии становятся двойными с интервалом в пятьдесят два дня. Максимальное разделение компонентов каждой линии соответствует относительной скорости одной звезды по отношению к другой примерно в сто миль в секунду; однако последующие наблюдения показали…

Ситуация может оказаться очень сложной — либо из-за крайне эксцентричной эллиптической орбиты, либо из-за наличия третьего тела. Фотографии, сделанные Гарвардским колледжем, также показали периодическое появление двойных линий у звезды β Aurigæ; период этого явления был чрезвычайно коротким — всего три дня, двадцать три часа и тридцать семь минут. В 1891 году Фогель, изучая фотографии спектра звезды Спика, самой яркой звезды созвездия Девы, обнаружил, что эта звезда поочередно удаляется от Солнечной системы и приближается к ней; период этого процесса составлял четыре дня. С тех пор были обнаружены и другие «спектроскопические двойные звезды»: в частности, один из компонентов звезды Кастор, период вращения которого составляет три дня, был обнаружен М. Белопольским, а также звезда в созвездии Скорпиона с периодом всего тридцати четырех часов, обнаруженная на спектрограммах Гарварда.

Довольно недавно мистер Х.Ф. Ньюолл из Кембриджа и мистер Кэмпбелл из Обсерватории Лик показали, что α Aurigæ, или Капелла, состоит из звезды, похожей на Солнце, и звезды, похожей на Прокиона; они вращаются вокруг общего центра масс за 104 дня.

На первый взгляд кажется поразительной мысль о двух солнцах, вращающихся друг вокруг друга на расстоянии, которое по сравнению с их диаметрами является крайне малым. Например, в системе Альголя имеются два тела: одно размером с наше Солнце, а другое — немного больше; они вращаются вокруг общего центра масс менее чем за три дня на расстоянии, равном всего двум диаметрам более крупного тела. Также в системе Спики имеются два крупных солнца, вращающихся друг вокруг друга всего за четыре дня на расстоянии, равном расстоянию между Сатурном и его шестым спутником. Однако, хотя в нашей Солнечной системе в настоящее время нет ничего подобного, можно математически доказать, что система такого рода вполне может сохранять свою стабильность, если не вечно, то, по крайней мере, на протяжении многих эпох. В последней главе мы увидим, что, скорее всего, существовало время, когда Земля и Луна образовывали особую систему из двух тел, быстро вращающихся на очень малом расстоянии по сравнению с их диаметрами.

Возможно, что в звезде, известной как β Lyræ, существует ещё более сложная система. Это переменная звезда огромного интереса, период вращения которой составляет двенадцать…

дней и двадцати двух часов; за это время её яркость повышается с 4-1/2 до немного более 3-1/2, затем падает почти до четвертой величины, снова поднимается до полных 3-1/2 и, наконец, снижается до 4-1/2. В 1891 году профессор Пикеринг обнаружил, что яркие линии в спектре этой звезды время от времени меняют своё положение: то они появляются с одной стороны, то — с другой стороны соответствующих темных линий. Очевидно, что эти яркие линии меняют свою длину волны; источник света то удаляется от Земли, то приближается к ней, причем первое происходит в течение половины периода изменения яркости звезды, а второе — в течение другой половины. Спектр этой звезды был дополнительно изучен Белопольским и другими, которые обнаружили, что линии, по-видимому, двойные, но один из компонентов время от времени исчезает или становится очень узким. Исходя из предположения, что эти линии на самом деле одиночные (внешняя двойственность возникает в результате наложения темной линии), Белопольский определил степень их смещения, измерив расстояния от двух краев водородной линии (F) до искусственной водородной линии, получаемой при свечении газа в трубке и сфотографируемой вместе со спектром звезды. Предполагая, что чередование приближения и удаляющегося движения вызвано орбитальным вращением, Белопольский выяснил, что тело, излучающее свет ярких линий, движется с орбитальной скоростью сорок один миль в час. В 1897 году ему удалось наблюдать смещение темной линии, связанной с магнием; он обнаружил, что тело, излучающее этот свет, также движется по орбите, но в то время как скорости, характеризующие яркую линию F, являются положительными после главного минимума яркости звезды, скорости темной линии — отрицательными. Следовательно, во время главного минимума затмевается звезда, излучающая темную линию, а во время второстепенного минимума — другая звезда, излучающая яркую линию. Однако для окончательного решения проблемы строения этой удивительной переменной звезды потребуются дополнительные наблюдения; то же самое можно сказать и о нескольких других переменных звездах, например η Aquilae и δ Cephei, у которых была обнаружена несоответствие между изменениями скорости и колебаниями яркости.

Существуют примечательные аналогии между сложным спектром звезды β Lyræ и спектрами временных звезд. Первой «новой звездой», которую удалось исследовать спектроскопически, была та, что появилась в созвездии Короны Бореальной в 1866 году и была изучена сэром У. Хаггинсом. Она показала непрерывный спектр с темными линиями поглощения, а также яркими линиями водорода; это был практически тот же спектр, что и у звезд типа II.b. То же самое наблюдалось и с звездой Шмидта 1876 года: она демонстрировала линию гелия (D3) и основную туманностную линию помимо линий водорода; однако осенью 1877 года, когда звезда упала до десятой величины, доктор Копеланд с удивлением обнаружил, что видна лишь одна линия — основная туманностная, в которой сосредотачивалось почти всё световое излучение звезды, а непрерывный спектр был едва различим. Казалось, что звезда превратилась в планетарную туманность, но позже спектр, по-видимому, потерял эту особенную монохроматическую природу: туманностная линия исчезла, и стала видна лишь слабая непрерывная линия; то же самое произошло и с звездой 1866 года после того, как она упала до десятой величины. Единственное, что можно было увидеть у новой звезды, возникшей в туманности Андромеды в 1885 году, — это непрерывный спектр, очень похожий на спектр самой туманности.

Когда в феврале 1892 года была объявлена о новой звезде в созвездии Возничего, астрономы были лучше подготовлены к ее спектроскопическому наблюдению, поскольку теперь с помощью фотографии стало возможно изучать ультрафиолетовую часть спектра, невидимую для глаза. Видимый спектр был очень похож на спектр новой звезды в созвездии Лебедя 1876 года, но когда были измерены длины волн всех ярких линий, зафиксированных и сфотографированных в обсерваториях Лик и Потсдам, стала очевидна сильная схожесть с ярким спектром линий хромосферы Солнца. Линии водорода были очень заметны, линий железа было очень много, также присутствовали линии кальция и магния. Однако самым поразительным открытием, сделанным с помощью фотографий, стало то, что во многих случаях яркие линии сбоку, ближе к фиолетовому цвету, сопровождались широкими темными полосами, причем как яркие, так и темные линии имели композитный характер. Многие из темных

На линиях в середине присутствовала тонкая яркая линия, тогда как у многих из ярких линий имелось по два-три максимума яркости. Результаты измерений движения в направлении линии видимости имели особое значение: они показали, что источник света, откуда исходили тонкие яркие линии среди темных, двигался к Солнцу со страшной скоростью — 400 миль в секунду. Если же яркие линии действительно представляли собой «обратные» формы темных линий, то источник абсорбционного спектра также должен был обладать примерно такой же скоростью. С другой стороны, если два-три максимума яркости в ярких линиях действительно соответствуют двум-трем отдельным объектам, создающим эти линии, то измерения показывают, что главный из них практически не двигался относительно Солнца, в то время как остальные удалялись от нас со странными скоростями — 300 и 600 миль в секунду. И как будто этого было недостаточно, звезда при своем возрождении в августе 1892 года в качестве звезды десятой величины имела совершенно другой спектр, в котором были видны лишь некоторые яркие линии, характерные для планетарных туманностей! Возможно, основные из этих линий действительно присутствовали в спектре с самого начала, но их длины волн изменились из-за изменения движения в направлении линии видимости; таким образом, линии туманности, наблюдаемые осенью, оказались идентичными другим, наблюдаемым весной в немного других местах. Последующие наблюдения за этими линиями туманности, казалось, указывали на движение новой звезды в направлении Солнечной системы (примерно со скоростью 150 миль в секунду), которое постепенно уменьшалось.

Но хотя мы вынуждены признать свою неспособность с уверенностью сказать, почему временная звезда вспыхивает так внезапно, у нас есть все основания полагать, что эти странные объекты постепенно расскажут нам многое о составе звезд. Огромное разнообразие спектров, которые мы видим в звездном вселенной — спектры туманностей с яркими линиями, звездные спектры одного и того же общего типа, другие с широкими абсорбционными полосами или многочисленными темными линиями, подобными спектру нашего Солнца, или лишь с несколькими абсорбционными линиями — все это показывает нам, что вселенная полна объектов, находящихся на разных стадиях эволюции. Мы еще вернемся к этой теме, когда будем рассматривать астрономическое значение тепла; но мы уже достигли того момента, когда человек…

Интеллект едва способен идти в ногу с развитием наших инструментальных средств, а наше воображение теряется, когда мы пытаемся систематизировать полученные знания. Очевидно, что при интерпретации наблюдаемых явлений необходимо проявлять чрезмерную осторожность — об этом свидетельствует недавний опыт профессора Роуленда из Балтимора, который показал, что спектральные линии не только расширяются под действием повышенного давления паров, испускающих свет, но и могут при этом смещаться. Открытие доктора Земана о том, что линия, исходящая от источника, находящегося в сильном магнитном поле, может одновременно расширяться, становиться шире и удваиваться, также увеличивает сложности в интерпретации этих загадочных явлений.

ГЛАВА XXIV.
Прецессия и нутация оси Земли.
Полюс не является фиксированной точкой — Его влияние на кажущиеся положения звезд — Иллюстрация с помощью игрушечного шарика — Сила, воздействующая на Землю — Притяжение Солнца к глобусу — Выступ на экваторе — Притяжение этого выступа со стороны Солнца и Луны вызывает прецессию — Эффективность фактора, вызывающего прецессию, обратно пропорциональна кубу расстояния — Относительная эффективность Солнца и Луны — Как полюс оси Земли вращается вокруг полюса эклиптики — Изменение широты.

Положение небесного полюса наиболее удобно обозначать с помощью яркой звезды, известной как Полярная звезда, которая находится рядом с ним. Вокруг этого полюса, как кажется, вращается весь небесный свод за один звездный день; до сих пор мы всегда рассматривали полюс как фиксированную точку в небе. Такое описание достаточно точно, если рассматривать лишь небольшой промежуток времени. Бесспорно, в настоящее время полюс находится рядом с Полярной звездой. Так было во времена прошлого поколения, и так будет и во времена следующего поколения. Однако на протяжении всего этого времени полюс постоянно движется по небу, так что рано или поздно он значительно отдаляется от нынешней Полярной звезды. Это движение непрерывно. Его можно легко обнаружить и измерить с помощью приборов в наших обсерваториях, и астрономы знают, что при всех своих расчетах им необходимо учитывать это движение полюса. Оно приводит к кажущемуся изменению положения звезды, что называется «прецессией».

Рис. 100.

Движение полюса очень четко показано на сопроводительном рисунке (рис. 100); за его предоставление я благодарен доброте покойного

Профессор К. Пиацци Смит. Круг показывает траекторию движения полюса среди звезд.

Центр круга, находящийся в созвездии Дракона, является полюсом эклиптики. Полный цикл движения полюса занимает довольно большой период — около 25 867 лет. На рисунке показано положение полюса в разные моменты времени от 4000 г. до н.э. до 2000 г. н.э. Один взгляд на эту карту ясно показывает, насколько случайной является близость полюса к Полярной звезде. В настоящее время расстояние между ними действительно уменьшается, но позже оно снова увеличится; когда будет пройдена половина оборота, полюс окажется на расстоянии в два радиуса круга от Полярной звезды. Тогда полюс окажется рядом с яркой звездой Вега или α Лиры, и наши потомки примерно через 12 000 лет смогут использовать Вегу во многих тех целях, для которых в настоящее время используется Полярная звезда! Оглядываясь на прошлое, мы видим, что примерно 2 000–3 000 лет до н.э. звезда α Дракона находилась в подходящем положении, чтобы служить Полярной звездой, в то время как звезды β и δ Большой Медведицы выполняли функцию указателей. Не нужно добавлять, что с появлением точной астрономии траектория движения полюса наблюдалась лишь на очень небольшой части этого огромного круга. Однако мы не имеем права сомневаться в том, что движение полюса будет продолжаться по той же траектории. Это станет совершенно ясно, когда мы начнем объяснять это очень интересное явление.

Северный полюс небес — это точка небесной сферы, в направлении которой направлен северный конец оси, вокруг которой вращается Земля. Следовательно, эта ось должна постоянно менять свое положение. Характер движения Земли, что касается ее вращения, можно проиллюстрировать с помощью очень распространенной игрушки, знакомой каждому мальчику. Когда игрушка-шарик заставлена вращаться, она, конечно, быстро вращается вокруг своей оси; но помимо этого вращения обычно имеется еще одно движение, при котором ось шарика не остается в постоянном направлении, а движется по конической траектории вокруг вертикальной линии. Рисунок (рис. 101) показывает эту игрушку. Она, конечно, быстро вращается вокруг своей оси, в то время как сама ось также вращается.

движением, совершаемым с большой осторожностью, вокруг вертикальной линии. Если мы представим себе огромный шарик, вращающийся вокруг своей оси один раз в день, причем эта ось наклонена под углом двадцать три с половиной градуса к вертикали, и если медленное коническое движение оси таково, что один оборот оси занимает около 26 000 лет, то такие движения будут похожи на те, которые действительно происходят с Землёй. Иллюстрация с шариком действительно очень близка к реальному явлению прецессии. В обоих случаях вращение вокруг оси происходит гораздо быстрее, чем сам оборот оси; к тому же медленное движение обусловлено внешним воздействием. Глядя на изображение шарика (рис. 101), можно задаться вопросом: почему он не падает? Казалось бы, сила тяжести делает невозможным нахождение шарика в позиции, показанной на рисунке. Однако все знают, что это возможно, пока шарик вращается. Если бы шарик не вращался, он, конечно, упал бы. Следовательно, быстрое вращение шарика настолько изменяет действие силы тяжести, что последняя, вместо того чтобы приводить к своему очевидному следствию, вызывает медленное коническое движение оси вращения. Это, безусловно, динамическая проблема определённой сложности, но экспериментально легко проверить, что это действительно так. Если шарик сконструирован так, чтобы точка, вокруг которой он вращается, совпадала с центром тяжести, то сила тяжести не оказывает на него никакого воздействия, и конического движения не наблюдается.

Если бы Земля не подвергалась никаким внешним воздействиям, то направление оси её вращения должно было бы оставаться постоянным навсегда; но поскольку направление оси не остаётся постоянным, необходимо искать фактор, способный вызывать наблюдаемые явления. Мы всегда обнаруживали, что динамические явления в астрономии можно объяснить законом всемирного тяготения. Поэтому естественно задаться вопросом, в какой степени сила тяжести может объяснить явление прецессии; и, чтобы сформулировать вопрос в самой простой форме, рассмотрим влияние далекого притягивающего тела на вращение Земли.

Чтобы ответить на этот вопрос, необходимо точно определить, что мы подразумеваем под Землёй; и поскольку для большинства целей астрономии мы рассматриваем Землю как сферический шар, мы начнём с этого предположения. Также кажется очевидным, что внутренняя часть Земли в целом тяжелее её внешних слоёв. Поэтому разумно предположить, что плотность увеличивается по мере спуска вглубь; кроме того, нет никаких оснований полагать, что Земля гораздо тяжелее в одной части, чем в любой другой, равноудалённой от центра. Поэтому при таких расчётах обычно принимается, что Земля состоит из концентрических сферических оболочек, каждая из которых имеет одинаковую плотность; при этом плотность уменьшается от одной оболочки к внешней по отношению к ней.

Пусть сфера такой структуры находится под действием притяжения какого-либо внешнего тела; рассмотрим, какие эффекты может произвести это внешнее тело. Предположим, например, что Солнце притягивает сферу такого типа — какие движения это повлечёт за собой? Первым и самым очевидным результатом является то, о чём мы уже неоднократно говорили и что выражается законами Кеплера: притяжение заставит Землю вращаться вокруг Солнца по эллиптической траектории, фокусом которой является Солнце. Однако в данный момент нас не интересует именно это движение. Нам нужно выяснить, насколько притяжение Солнца может изменить вращение Земли вокруг её оси. Можно доказать, что притяжение Солнца неспособно нарушить вращение Земли такой структуры. Этот результат можно формально доказать с помощью математических расчётов. Однако вполне очевидно, что сила притяжения любой удалённой точки к симметричной сфере должна проходить через центр этой сферы; а поскольку Солнце представляет собой лишь огромное скопление точек, обладающих притягательной силой, оно может создавать лишь соответствующее количество таких сил; каждая из этих сил проходит через центр Земли, и, следовательно, результирующая сила, выражающая суммарный эффект всех отдельных сил, также должна быть направлена через центр Земли. Сила такого характера, какими бы другими мощными свойствами она ни обладала, будет неспособна повлиять на вращение Земли. Если Земля вращается вокруг оси, направление этой оси будет неизменно сохраняться; таким образом, пока Земля вращается вокруг Солнца, она будет продолжать вращаться вокруг оси, которая всегда остаётся параллельной самой себе. Притяжение Земли со стороны любого другого тела также не окажется более эффективным, чем притяжение Солнца. Если Земля действительно является симметричной сферой, как мы предполагаем, то притяжение Солнца и Луны, а также влияние всех планет никогда не смогут заставить ось вращения Земли отклониться хотя бы на одну секунду от своего первоначального направления.

Таким образом, мы значительно сузили круг поисков причины «прецессии». Если бы Земля была идеальным шаром, прецессия была бы непостижима. Поэтому мы вынуждены искать объяснение...

Прецессия обусловлена тем, что Земля не является идеальным шаром. Мы уже показали, что это действительно так. Мы доказали, что экваториальная ось Земли длиннее полюсной оси, поэтому вокруг экватора существует выпуклая зона. Притяжение внешних тел может оказать воздействие на эту выпуклость, тем самым заставляя ось вращения Земли менять свое направление.

Во Вселенной существуют только два тела, которые значимо способствуют прецессионному движению оси Земли: это Солнце и Луна. Доля влияния Солнца и Луны не соответствует тому, что можно было бы ожидать при поверхностном рассмотрении этого вопроса. Это аспект, на котором стоит остановиться, поскольку он иллюстрирует очень важный момент в теории гравитации.

Закон гравитации утверждает, что интенсивность притяжения, которое может оказывать тело, пропорциональна его массе и обратно пропорциональна квадрату расстояния от него до притягиваемой точки. Таким образом мы можем сравнить притяжение, оказываемое на Землю Солнцем и Луной. Масса Солнца превышает массу Луны примерно в соотношении 26 000 000 к 1. С другой стороны, Луна находится на расстоянии, в среднем составляющем примерно 1/386 от расстояния до Солнца. Таким образом, легко подсчитать, что сила притяжения Солнца к Земле примерно в 175 раз больше, чем сила притяжения Луны. Поэтому Земля, конечно же, подчиняется чрезвычайно сильному притяжению Солнца и следует по эллиптической траектории вокруг него, имея Луну в качестве «придатка».

Но когда речь идет о том конкретном эффекте притяжения, который способен вызывать прецессию, мы видим, что закон, с помощью которого рассчитывается сила притяжения тела, принимает другой вид. В этом случае мера силы притяжения определяется путем деления массы тела на куб его расстояния от притягиваемой точки. Полное доказательство этого утверждения можно найти в математических формулах, и его невозможно изложить на этих страницах; однако мы можем…

Укажите один фактор, который позволит читателю в определенной степени понять этот принцип, хотя и без попытки доказать его точность. Очевидно, что чем ближе находится тело, вызывающее возмущения, к Земле, тем больше «рычаговое действие» (если можно так выразиться), которое обеспечивается выпуклостью на экваторе. Следовательно, эффективность данной силы уже только по этой причине увеличивается обратно пропорционально расстоянию. Сама интенсивность силы растет обратно пропорционально квадрату расстояния, и поэтому способность притягивающего тела вызывать прецессию увеличивается по двум причинам при уменьшении расстояния. Предположим, например, что тело, вызывающее возмущения, подводится на половину первоначального расстояния от тела, подверженного возмущениям; тогда «рычаговое действие» удваивается, в то время как интенсивность силы согласно закону всемирного тяготения одновременно увеличивается в четыре раза. Из этого следует, что эффект в последнем случае должен быть в восемь раз больше, чем в первом. А это просто эквивалентно утверждению о том, что способность тела вызывать прецессию изменяется обратно пропорционально кубу расстояния.

Именно этот фактор придает Луне значение как агента, вызывающего прецессию, чего ей не дала бы лишь ее притягивающая способность. Хотя масса Солнца в 26 000 000 раз больше массы Луны, однако при делении этого числа на куб относительных значений расстояний между телами (386) оказывается, что эффективность Луны более чем в два раза выше, чем у Солнца. Другими словами, можно сказать, что треть движения прецессии обусловлена Солнцем, а две трети — Луной.

Для изучения совместного эффекта прецессии, вызванного одновременным действием Солнца и Луны, будет целесообразно рассмотреть эффект, производимый каждым из тел отдельно; поскольку случай Солнца проще из двух, мы рассмотрим его в первую очередь. По мере движения Земли по своей годовой орбите вокруг Солнца ее ось направлена к точке на небесах, находящейся на расстоянии 23½° от полюса эклиптики. Прецессия

Действие Солнца заставляет эту точку — полюс Земли — вращаться, постоянно сохраняя одинаковое угловое расстояние от полюса эклиптики; таким образом возникает движение, показанное на диаграмме. Поскольку эклиптика занимает положение, которое для наших целей можно считать фиксированным в пространстве, следует, что полюс эклиптики является фиксированной точкой на небесной сфере; следовательно, траектория полюса Земли должна быть малым кругом на небесах, фиксированным по своему положению относительно окружающих звезд. В этом мы видим движение, строго аналогичное движению шарика на оси. Именно гравитация Земли, действуя на шарик, заставляет его двигаться по конической траектории. Непосредственное действие гравитации настолько изменяется под воздействием быстрого вращения шарика, что, согласно глубокому динамическому принципу, ось шарика вращается по конусу, вместо того чтобы падать, как это произошло бы, если бы шарик не вращался. Аналогичным образом, непосредственное действие притяжения Солнца на выпуклость на экваторе привело бы к тому, что полюс оси Земли переместился бы к полюсу эклиптики, но быстрое вращение Земли превращает это в коническое движение прецессии.

Ситуация с Луной гораздо сложнее. Луна описывает определенную орбиту вокруг Земли; эта орбита лежит в определенной плоскости, и у этой плоскости, конечно же, есть определенный полюс на небесной сфере. Следовательно, эффект прецессии, вызванный Луной, будет способствовать тому, что полюс оси Земли будет описывать круг вокруг той точки на небесах, которая является полюсом орбиты Луны. Эта точка находится примерно в 5° от полюса эклиптики. Таким образом, полюс Земли подвержен воздействию двух разных движений — одно из них — вращение вокруг полюса эклиптики, другое — вращение вокруг другой точки, находящейся на расстоянии 5°, что соответствует полюсу орбиты Луны. Казалось бы, полюс Земли должен совершать определенное комплексное движение под воздействием этих двух отдельных движений. Действительно, так и есть, но есть момент, на который необходимо очень внимательно обратить внимание, и который на первый взгляд кажется почти парадоксальным. Мы показали, что сила Луны как фактора, вызывающего прецессию, превышает силу Солнца, и поэтому можно было бы подумать, что комплексное движение полюса Земли будет соответствовать…

более близок к вращению вокруг полюса плоскости орбиты Луны, чем к вращению вокруг полюса эклиптики; однако это не так. Движение прецессии представляет собой вращение вокруг полюса эклиптики, как показано на рисунке. Здесь заключена зародышевая идея одного из тех изысканных астрономических открытий, которые радуют нас, иллюстрируя некоторые из самых тонких явлений природы.

Плоскость, в которой вращается Луна, не занимает постоянного положения. Мы здесь не будем подробно рассматривать причины этого изменения плоскости орбиты Луны, но необходимо указать характер этого движения. Наклонение этой плоскости к эклиптике составляет около 5°, и это наклонение не меняется (за очень узкими пределами); однако линия пересечения этих двух плоскостей меняется, причем делает это настолько быстро, что за 18–2/3 лет совершает один оборот. Это движение плоскости орбиты Луны требует соответствующего изменения положения её полюса. Таким образом, мы видим, что полюс орбиты Луны действительно должен вращаться вокруг полюса эклиптики, всегда сохраняя расстояние в 5° и совершая свой оборот за 18–2/3 лет. Следовательно, очевидно, что существует значительная разница между эффектом прецессии Солнца и Луны в их воздействии на Землю. Солнце заставляет полюс Земли описывать круг вокруг фиксированной оси; Луна же заставляет полюс Земли описывать круг вокруг оси, которая сама находится в постоянном движении. К счастью, обстоятельства дела таковы, что сложность проблемы значительно снижается. Движение плоскости орбиты Луны, занимающее всего около 18–2/3 лет, является очень быстрым по сравнению с całkowityм движением прецессии, которое длится около 26 000 лет. Следовательно, к тому времени, когда ось Земли совершит один оборот вокруг своей «величественной» конусообразной оси, полюс плоскости орбиты Луны совершит около 1 400 оборотов. Поскольку этот полюс на самом деле описывает лишь относительно небольшой конус радиусом 5°, мы можем для первого приближения взять его среднее положение; но это среднее…

Положение этого центра, конечно же, совпадает с центром круга, описываемого им – то есть с полюсом эклиптики.

Таким образом, мы видим, что средний эффект прецессии Луны просто взаимодействует с эффектом прецессии Солнца, что приводит к вращению вокруг полюса эклиптики. Более крупные явления, связанные с движением оси Земли, можно объяснить равномерным вращением этого полюса по круговой траектории; однако при более тщательном изучении траектории оси Земли мы обнаруживаем, что, хотя в целом она соответствует кругу, на самом деле она описывает извилистую линию, иногда находящуюся внутри круга, а иногда снаружи. Это тонкое движение возникает в результате постоянных изменений положения полюса орбиты Луны. Период этих колебаний составляет 18⅔ лет, что точно совпадает с периодом вращения узлов орбиты Луны. Расстояние, на которое полюс отклоняется от круга с каждой стороны, составляет всего около 9,2 секунды – это значение значительно меньше двадцатитысячной доли радиуса сферы. Это явление, называемое «нутацией», было открыто благодаря тщательным телескопическим исследованиям Брэдли в 1747 году. Будь то теоретическая значимость этой проблемы или точность проводимых наблюдений, это достижение «непревзойденного мастера», как называл Брэдли Бессель, является одним из шедевров астрономического гения.

Явления прецессии и нутации зависят от движений самой Земли, а не от движений оси вращения внутри Земли. Поэтому расстояние любой определенной точки на Земле до северного или южного полюса не меняется под воздействием этих явлений. Широта места – это расстояние от этого места до экватора Земли, и это значение остается неизменным на протяжении длительного цикла прецессии, длившегося 26 000 лет. Однако в последние годы было обнаружено, что широты подвержены незначительным периодическим изменениям, составляющим несколько десятых секунд дуги. Впервые это было указано примерно в 1880 году доктором Кюстнером из Берлина, а благодаря тщательному анализу всех имеющихся наблюдений, сделанных на протяжении многих лет в различных обсерваториях, доктор Чандлер из Бостона показал, что

Широта каждой точки на Земле подвержена двойной колебанию: период одного из них составляет 427 дней, а другого — примерно год; средняя амплитуда каждого из этих колебаний равна 0,14. Другими словами, точка в арктических регионах, расположенная непосредственно на продолжении оси вращения Земли, не является абсолютно неподвижной; конец этой воображаемой оси движется сложным образом, но всегда остается в пределах нескольких ярдов от своего среднего положения. Это замечательное открытие имеет большое значение не только как средство для достижения новой точности во многих астрономических исследованиях, требующих точных данных о широте, но и теоретические исследования показывают, что периоды этих колебаний несовместимы с предположением о том, что Земля является абсолютно жестким телом. Хотя это предположение и было признано неверным в других аспектах, подтверждение этой точки зрения открытием доктора Чандлера имеет огромное значение.

ГЛАВА XXV.
АБЕРРАЦИЯ СВЕТА.
Фактические и кажущиеся движения звезд — как их можно различить —
Аберрация вызывает эффекты, зависящие от положения звезд — Полюс эклиптики — Аберрация заставляет звезды казаться движущимися по кругу, эллипсу или прямой линии в зависимости от их положения — У всех эллипсов одинаковые большие оси — Как объяснить это движение? — Как отличить его от годичной параллаксы — Вершина земной траектории — Как это можно объяснить с помощью скорости света — Как можно измерить масштаб Солнечной системы с помощью аберрации света.

В этой главе мы расскажем о открытии сложного характера, которое наглядно иллюстрирует некоторые фундаментальные истины астрономии. Наш обзор этого открытия естественно будет разделен на две части. В первой части мы должны описать природу явления, а затем привести чрезвычайно изящное объяснение, основанное на свойствах света. Телескопическое открытие аберрации, а также её объяснение принадлежат выдающемуся Брэдли.

Выражение «звезда-фикс», так часто используемое в астрономии, следует понимать в очень ограниченном смысле. Без сомнения, звезды находятся на своих местах довольно стабильно с точки зрения грубых наблюдений. Формы созвездий остаются неизменными на протяжении веков, и, в отличие от непрерывных движений планет, звезды действительно можно назвать фиксированными. Однако на протяжении всей этой работы у нас было несколько случаев показать, что выражение «звезда-фикс» не является точным, когда учитываются мельчайшие величины. С помощью точных измерений современных инструментов многие из этих величин становятся настолько заметными, что их необходимо всегда учитывать в астрономических исследованиях. Мы можем разделить движения звезд на две большие категории: фактические движения и кажущиеся движения. Истинное движение звезд и движения вращения двойных звезд составляют фактические движения этих небесных тел.

Эти движения характерны только для каждой звезды, поэтому две звезды, хотя и находящиеся близко друг к другу на небесах, могут сильно отличаться по своим реальным движениям. Действительно, иногда бывает так, что звезды в определенном регионе имеют общее движение. В этом явлении мы видим следы реального движения, присущего нескольким звездам в одной группе. Однако, за исключением этого, реальные движения звезд, по-видимому, не подчиняются никакому систематическому закону, и звезды, движущиеся быстро, разбросаны без всякой закономерности по всему небу.

Кажущиеся движения звезд имеют иной характер, поскольку движение каждой звезды определяется ее положением на небесах. Именно благодаря этому мы можем отличить реальные движения звезд от ее кажущихся движений и изучить характер обоих типов движений.

В данной главе мы рассматриваем только кажущиеся движения, которых существует три: предцессия, нутация и аберрация. Каждое из этих кажущихся движений подчиняется своим собственным законам, что позволяет анализировать общее кажущееся движение и определять долю вклада предцессии, нутации и аберрации в него. Таким образом мы можем выделить влияние аберрации так же полно, как будто она является единственной причиной кажущегося смещения; благодаря сочетанию математических расчетов и астрономических наблюдений мы можем изучать эффекты аберрации столь же четко, как будто звезды не подвержены никаким другим движениям.

Сосредоточив внимание исключительно на явлении аберрации, мы описаем ее особое воздействие на звезды в разных регионах неба и тем самым установим законы, согласно которым проявляется влияние аберрации. После этого мы сможем дать прекрасное объяснение тем законам, которые зависят от скорости света.

В одном определенном регионе неба эффект аберрации обладает такой степенью простоты, которая не проявляется нигде sonst. Этот регион находится

В созвездии Дракона, у полюса эклиптики. В этом полюсе или в его непосредственной близости каждая звезда из-за аберрации описывает круг на небесах. Этот круг очень мал; чтобы получить площадь, равную площади Луны, потребовалось бы примерно 2000 таких кругов. Используя обычную астрономическую терминологию, можно сказать, что диаметр этого маленького круга составляет около 40,9 угловых секунд. Это значение, хотя и кажется незначительным невооружённым глазом, на самом деле имеет огромное относительное значение в современных телескопических исследованиях. Оно достаточно велико, чтобы его можно было заметить, и его можно измерить с точностью, не допускающей сомнений, до сотой доли всего значения. Также было замечено, что каждая звезда описывает свой маленький круг в абсолютно одинаковый промежуток времени; этот промежуток времени составляет один год, другими словами, время обращения Земли вокруг Солнца. Было установлено, что для всех звёзд в этом регионе, будь то крупные или малые, одиночные или двойные, белые или окрашенные, круги, соответствующие каждой из них, имеют одинаковый размер и описываются за одинаковое время. Уже только по этому можно сделать вывод, что причина явления не может заключаться в самой звезде. Такое единство у звёзд любой величины и расстояния требует более простого объяснения.

Дальнейшее изучение звёзд в разных регионах проливает новый свет на этот вопрос. По мере удаления от полюса эклиптики мы продолжаем обнаруживать, что каждая звезда демонстрирует годичное движение того же характера, что и рассмотренные ранее звёзды. Однако в одном аспекте существует различие: видимый путь звезды больше не является кругом; он превращается в эллипс. Вскоре становится ясно, что форма и положение этого эллипса определяются простым законом: чем дальше звезда от полюса эклиптики, тем больше эксцентриситет эллипса. Звёзды, находящиеся на одинаковом расстоянии от полюса, имеют одинаковый эксцентриситет, причём короткая ось эллипса всегда направлена к полюсу, а длинная, конечно же, перпендикулярна ему. Однако было установлено, что как бы велик ни был эксцентриситет, длина большой оси всегда сохраняет своё первоначальное значение. Она всегда равна примерно 40,9 угловых секундам — то есть диаметру круга аберрации у самого полюса. По мере углубления вдали от полюса…

У полюса эклиптики мы видим, что каждая звезда описывает путь, становящийся всё более эксцентричным; в конечном итоге, когда рассматриваем звезду, находящуюся на эклиптике, эллипс становится настолько узким, что превращается в линию. Каждая звезда, находящаяся на эклиптике, колеблется туда-сюда вдоль неё с амплитудой 40·9 секунд. На полгода уходит время на прохождение пути в одну сторону, а ещё полгода — на возвращение звезды в её первоначальное положение. Если перейти к звездам, находящимся на южной стороне эклиптики, мы видим, что та же последовательность изменений происходит в обратном порядке: эллипс, изначально представляющий собой линию, постепенно увеличивается в ширине, при этом сохраняя прежнюю длину большой оси; в конечном итоге звезды, расположенные близко к южному полюсу эклиптики, описывают круги, равные по размеру тем путям, которые описывают звезды у северного полюса эклиптики.

Тот факт, что большие оси всех этих эллипсов имеют одинаковую длину, позволяет сделать дальнейшее упрощение. Предположим, что каждая звезда, будь то у полюса эклиптики или где-либо ещё, описывает абсолютно круговой путь, причём все эти круги совпадают не только по размеру, но и по тому, что все они параллельны плоскости эклиптики. Легко понять, что это простое предположение объясняет наблюдаемые факты. Звезды у полюса эклиптики, конечно же, будут описывать круги, направленные прямо к нам, и мы увидим, что они движутся по круговым траекториям. Однако круговые траектории звезд, находящихся далеко от полюса эклиптики, будут видны лишь под углом, поэтому их кажущиеся траектории будут эллиптическими, как мы и наблюдаем на самом деле. Мы даже можем рассчитать степень эллиптичности, которая требуется согласно этому предположению, и обнаруживаем, что она совпадает с наблюдаемой эллиптичностью. Наконец, когда мы наблюдаем звезды, действительно движущиеся по эклиптике, круги, которые они описывают, будут видны под углом, и поэтому звезды будут иметь лишь линейное движение, которое мы и наблюдаем. Таким образом, все наблюдаемые явления полностью согласуются с предположением, что каждая из миллионов звезд на небе каждый год описывает круговой путь; причём, независимо от того, находится ли звезда далеко или близко, этот круг всегда имеет одинаковый кажущийся диаметр и лежит в плоскости, всегда параллельной плоскости эклиптики.

Мы теперь преобразовали факты наблюдений в такую форму, которая позволяет нам исследовать причину столь систематического движения звезд. Почему каждая звезда, кажется, описывает небольшой круговой путь? Почему этот путь параллелен эклиптике? Почему он завершается ровно за двенадцать месяцев? Нас сразу же направляют на движение Земли вокруг Солнца. Это движение происходит по эклиптике и завершается за год. Совпадения настолько очевидны, что мы почти неизбежно вынуждены каким-то образом связать это кажущееся движение звезд с годовым движением Земли вокруг Солнца. Если бы такой связи не существовало, было бы крайне маловероятно, что все плоскости этих кругов будут параллельны эклиптике или что время оборота каждой звезды вокруг своей оси будет равно времени оборота Земли вокруг Солнца. Поскольку обе эти условия выполняются, вероятность существования такой связи возрастает до почти бесконечного значения.

Тогда возникает важный вопрос: почему движение Земли вокруг Солнца связано столь заметным образом с этим универсальным движением звезд. Здесь есть один очевидный момент, который следует учесть и отвергнуть. В предыдущей главе мы обсуждали важный вопрос годовой параллакса звезд и показали, как благодаря годовой параллаксу каждая звезда описывает эллипс. Можно также доказать, что эти эллипсы на самом деле являются кругами, параллельными эклиптике; поэтому можно было бы поспешно предположить, что годовой параллакс является причиной явления, открытого Брэдли. Однако один факт опровергает это предположение. Круг, описываемый звездой под действием годовой параллакса, имеет размер, зависящий от расстояния до звезды; следовательно, круги, описываемые различными звездами, имеют разные размеры, соответствующие различным расстояниям до них. Однако явления аберрации ясно показывают, что круговой путь каждой звезды имеет одинаковый размер, независимо от её расстояния; поэтому годовой параллакс не может служить достаточным объяснением. Также следует отметить, что движения звезды, вызванные годовой параллаксом, значительно меньше, чем те, что обусловлены аберрацией. Не существует ни одной известной звезды, у которой круговой путь…

Траектория, обусловленная годовой параллаксом, имеет диаметр, равный одной двадцатой диаметра круга, обусловленного аберрацией; более того, в подавляющем большинстве случаев параллакс звезды является совершенно незаметной величиной.

Однако существует ещё более серьезное и полностью не преодолимое различие между траекторией параллакса и траекторией аберрации. Для простоты рассмотрим звезду, находящуюся близко к полюсу эклиптики, которая, как будто, ежегодно вращается по кругу, независимо от того, рассматриваем ли мы явление параллакса или аберрации. По мере вращения Земли звезда также кажется вращающейся; таким образом, каждой точке орбиты Земли соответствует определенная точка круга звезды. Если движение обусловлено годовой параллаксом, легко определить положение звезды в любой точке орбиты Земли. Однако было обнаружено, что при движении, открытом Брэдли, звезда никогда не занимает ту позицию, которую предсказывает параллакс, а находится на расстоянии четверти окружности своего маленького круга от нее.

Простое правило позволяет определить положение звезды, обусловленное аберрацией. Нарисуйте из центра эллипса радиус, параллельный направлению движения Земли в данный момент; конец этого радиуса указывает на точку на эллипсе, где находится звезда. Этот закон всегда справедлив во всех сезонах и для всех звезд, и благодаря ему мы можем получить истинное объяснение данного явления.

Мы можем сформулировать эффекты аберрации в несколько ином виде, что ещё более наглядно покажет связь этого явления с движением Земли по орбите. По мере того как Земля совершает свой годовой оборот вокруг Солнца, её движение в любой момент можно рассматривать как направленное к определенной точке эклиптики. С каждым днем, а иногда и с каждым часом, эта точка постепенно перемещается вдоль эклиптики, завершая полный оборот за год. Однако в любой момент всегда существует определенная точка на небесах, к которой направлено движение Земли. Фактически это точка на небесной сфере, к которой Земля продолжала бы двигаться, если бы в данный момент притяжение Солнца исчезло. Было установлено, что эта точка тесно связана с…

Явление аберрации. Фактически аберрация сводится к тому, что каждая звезда смещается со своего среднего положения в направлении вершины Земной дороги, как её иногда называют. Наблюдения также показывают, что величина аберрации зависит от расстояния до этой вершины. Звезда, находящаяся на эклиптике, совсем не будет смещена из-за аберрации от своего среднего положения, если вершина совпадает с этой звездой. Все звезды, находящиеся на расстоянии 10° от вершины, будут смещены на одинаковое расстояние, причем все они — прямо в направлении вершины. Звезда, находящаяся на расстоянии 20° от вершины, будет смещена на большее расстояние, но всё равно в том же направлении — прямо к вершине; все звезды на одинаковом расстоянии будут смещены на одинаковое расстояние. Продолжая двигаться от вершины, мы приходим к звездам, находящимся на расстоянии 90° от неё. Здесь величина смещения будет максимальной. Каждая из этих звезд окажется примерно на двадцать секунд дуги от своего среднего положения; но в любом случае будет соблюдаться основное правило: смещение звезды от её среднего положения происходит в направлении вершины Земной дороги. Таким образом мы дали два различных описания явления аберрации. В первом описании удобно рассматривать звезду как объект, движущийся по маленькой круговой траектории; в другом описании аберрация рассматривается лишь как смещение звезды от её среднего положения в соответствии с определёнными законами. Эти описания не противоречат друг другу: на самом деле они геометрически эквивалентны; однако второе описание более совершенно, поскольку оно полностью определяет направление и степень смещения, вызванного аберрацией у любой конкретной звезды в любой конкретный момент.

Вопрос теперь сформулирован очень чётко. Что заставляет каждую звезду казаться движущейся в направлении точки, к которой движется Земля? Ответ можно найти, если тщательно изучить условия, при которых мы наблюдаем звезду через телескоп.

Пучок лучей от звезды падает на объектив телескопа; эти лучи параллельны, и после прохождения через объектив они сходятся в фокус, расположенный близко к окуляру прибора. Допустим сначала, что телескоп находится в состоянии покоя; тогда, если телескоп направлен прямо на звезду, лучи сойдутся в точку, расположенную в центре поля зрения.

Здесь расположена пара перекрещивающихся линий, точка их пересечения определяет ось телескопа. Однако ситуация изменится, если телескоп сместится после того, как свет прошел через объектив; лучи света внутри трубки будут двигаться прямым путем, как и раньше, и будут сходиться в фокус в той же точке, что и ранее. Но поскольку телескоп сместился, он, конечно же, унес с собой эту пару перекрещивающихся линий; они больше не будут находиться в той же точке, что и изначально, и, следовательно, изображение звезды больше не совпадет с точкой их пересечения.

Движение телескопа обусловлено его связью с Землей: поскольку Земля движется со скоростью восемнадцать миль в секунду, телескоп неизбежно смещается с такой же скоростью. Может показаться, что за ничтожно короткий промежуток времени, необходимый свету для прохождения от объектива к окуляру, изменение положения телескопа будет слишком незначительным, чтобы его можно было заметить. Предположим, например, что звезда находится близко к полюсу эклиптики; тогда под действием движения Земли телескоп будет перемещаться в направлении, перпендикулярном его длине. Если длина трубки прибора составляет около двадцати футов, можно легко показать, что за время, за которое свет проходит через трубку, движение Земли переместит телескоп примерно на одну сороковую дюйма.[42] Это значение можно очень четко измерить с помощью увеличительной способности окуляра, поэтому это смещение положения звезды весьма заметно. Следовательно, если мы хотим, чтобы звезда отображалась в центре прибора, телескоп не должен быть направлен непосредственно на звезду, как это было бы в случае, если бы Земля стояла на месте, а должен быть направлен немного впереди ее истинного положения; и поскольку мы определяем кажущееся положение звезды по направлению, в котором направлен телескоп, следует, что кажущееся положение звезды изменяется под действием движения Земли.

Каждый аспект изменения положения звезды можно полностью объяснить таким образом. Возьмем, к примеру, небольшой круговой путь, который, как кажется, описывает каждая звезда. Для простоты мы будем рассматривать только звезду, находящуюся на полюсе эклиптики. Предположим, что телескоп направлен точно на

Местоположение звезды, как мы уже показали, определяет такое положение её изображения, при котором оно находится на расстоянии одной сороковой дюйма от перекрещивающихся проводов. Это расстояние остается неизменным, но каждую ночь направление звезды относительно этих проводов меняется, так что за год она проходит целый круг и возвращается в своё первоначальное положение. Мы не будем продолжать расчёты для других звёзд; достаточно здесь сказать, что скорость движения Земли оказалась достаточной для объяснения этих явлений, тем самым подтверждая теорию аберрации света.

Остаётся упомянуть один чрезвычайно важный момент. Мы видели, что величину аберрации можно измерить с помощью астрономических наблюдений. Величина этой аберрации зависит от скорости света и от скорости движения Земли. Скорость света можно измерить с помощью независимых методов, описанных в главе XII. Таким образом мы можем рассчитать, какой должна быть скорость Земли, поскольку существует только одна определённая скорость Земли, которая в сочетании с измеренной скоростью света даёт измеренную величину аберрации. Узнав скорость Земли и длину года, легко определить длину орбиты Земли, а значит и её радиус — то есть расстояние от Земли до Солнца.

Это действительно удивительный результат, показывающий, насколько тесно переплетены различные научные явления. Мы проводим эксперименты в нашей лаборатории и определяем скорость света. Мы наблюдаем за фиксированными звёздами и измеряем аберрацию. Сочетая эти результаты, мы можем вывести расстояние от Земли до Солнца! Хотя этот метод определения расстояния до Солнца очень изящен и позволяет достичь определённой точности, его нельзя считать абсолютно надёжным способом вычисления этой величины. Идеальный метод должен основываться исключительно на методах измерения и не должен включать сложных физических рассуждений. Однако мы не можем не считать открытие аберрации Брэдли великолепным и прекрасным достижением, потому что оно…

не только значительно улучшает расчёты в практической астрономии, но и связывает воедино несколько физических явлений наибольшего интереса.

ГЛАВА XXVI.
АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ЗНАЧИМОСТЬ ТЕПЛА.
Тепло и астрономия — Распределение тепла — Наличие тепла на Земле — Тепло в других небесных телах — Виды температуры — Закон охлаждения — Тепло Солнца — Можно ли измерить его температуру? — Излучение, связанное с объемом Солнца — Может ли Солнце исчерпать свои ресурсы? — Заметных изменений не произошло — Геологические доказательства изменений тепла Солнца сомнительны — Охлаждение Солнца — Солнце не может быть просто нагретым твердым телом, охлаждающимся — Природа горения не может объяснить этот феномен — Часть тепла поступает от метеоритного вещества, но этого недостаточно для поддержания тепла Солнца — Сжатие нагретого газового шара — Кажущийся парадокс — Доктрина энергии — Теория туманностей — Доказательства в пользу этой теории — Сводные данные в поддержку теории туманностей — Взгляд Гершеля на звездные скопления — Туманности не демонстрируют изменений в пределах наших наблюдений.

Возможно, некоторые из наших читателей сочтут необычным, если не совершенно неуместным, что часть труда по астрономии носит заголовок, указанный в начале этой главы. Можно ведь спросить: разве тепло — это не просто вопрос экспериментальной физики? И как оно может быть допустимо включено в трактат о небесных телах и их движениях? Какое бы значение ни имели такие возражения в прошлом, сейчас их уже не стоит учитывать. Недавние исследования тепла показали не только то, что тепло играет важную роль в астрономии, но и что оно действительно является одним из основных факторов, сформировавших Вселенную в ее нынешнем виде. В настоящее время ни один труд по астрономии не может считаться полным без рассмотрения поразительной связи между законами тепла и астрономическими последствиями, вытекающими из этих законов.

Обсуждая движения планет и законы Кеплера, или движения Луны, прямое движение звезд, или обороты двойных звезд, мы исходим из предположения, что рассматриваемые нами тела являются твердыми частицами, и вопрос заключается в том…

Кажется, что то, горячие эти частицы или холодные, не имеет никакого особого значения. Бесспорно, обычные периодические явления в нашей системе, такие как движение планет в соответствии с законами Кеплера, будут наблюдаться в течение бесчисленных веков, независимо от того, горячие ли планеты или холодные, и какова бы ни была температура Солнца. Однако следует признать, что законы тепла вносят определенные изменения в формулировку этих законов. Последствия действия тепла могут быть не сразу заметны, но они существуют — они постоянно действуют; и со временем они способны вызвать самые значительные изменения во всей Вселенной.

Давайте кратко рассмотрим условия в нашей системе, которые придают теплу его силу. Сначала посмотрим на нашу Землю, которая в настоящее время, по крайней мере на ее поверхности, кажется телом, лишенным внутреннего тепла; более тщательное исследование развеет это мнение. Разве у нас нет таких явлений, как вулканы, гейзеры и горячие источники, которые показывают, что внутри Земли тепло должно существовать в гораздо большей интенсивности, чем на поверхности? Эти явления встречаются в самых разных регионах Земли. Их происхождение, безусловно, окутано многими неясностями, но никто не может отрицать, что они указывают на огромные запасы тепла. Действительно, кажется, что тепло присутствует повсюду в глубоких внутренних слоях Земли. Если опустить термометр в глубокую шахту, мы обнаружим, что он показывает температуру, выше, чем на поверхности. Чем глубже мы спускаемся, тем выше температура; и если такой же темп сохранится в тех глубинах Земли, в которые мы не можем проникнуть, можно доказать, что на глубине двадцати-тридцати миль под поверхностью температура будет такой же, как у раскаленного до красна железа.

На других небесных телах мы находим множество доказательств наличия тепла в настоящее время или в прошлом. Наша Луна, как мы уже упоминали, являет собой очень яркий пример тела, которое когда-то должно было быть сильно нагрето. Выдающиеся вулканы на ее поверхности полностью подтверждают это. Точно так же верно и то, что эти вулканы молчат уже много веков, так что, какими бы ни были внутренние условия Луны, ее поверхность теперь остыла. Расширяя наш обзор, мы видим на крупных планетах

Юпитер и Сатурн свидетельствуют о том, что их температура по-прежнему значительно превышает ту, которая сохраняется на Земле; в то время как, глядя на наше Солнце, мы видим тело, находящееся в состоянии яркого свечения, излучающее такую силу света, к которой мы не можем приблизиться даже с помощью самых мощных печей. Различные звезды — это тела, излучающие тепло, подобно нашему Солнцу; в туманностях же существуют объекты, существование которых для нас едва понятно, если только мы не предположим, что они также обладают теплом.

Из этого краткого обзора различных тел в нашей Вселенной следует один очевидный вывод. Мы можем сомневаться в точной температуре отдельных тел системы, но нельзя сомневаться в том, что среди различных тел существует большой диапазон температур: некоторые из них горячее других. Звезды и солнца, вероятно, являются самыми горячими из всех; однако вполне возможно, что их численность значительно превосходит численность холодных и темных тел Вселенной, которые для нас невидимы и проявляют свое существование лишь косвенным и случайным образом.

Закон охлаждения гласит, что каждое тело излучает тепло, причем количество излучаемого тепла увеличивается по мере повышения температуры тела по сравнению с окружающей средой. Этот закон, по-видимому, универсален: он соблюдается на Земле, и, кажется, он должен соблюдаться также всеми другими телами в космосе. Таким образом, каждая из планет и каждая звезда постоянно излучают во все стороны непрерывный поток тепла. Это излучение тепла имеет очень важные последствия. Рассмотрим их, например, на примере Солнца.

Наше великое светило постоянно излучает поток тепла во все стороны. Ничтожная доля этого тепла попадает на нашу Землю и является прямым или косвенным источником всей жизни и почти всего движения на нашей планете. Чтобы излучать тепло, как это делает Солнце, его температура должна быть чрезвычайно высокой. Существуют факты, позволяющие нам оценить, какова на самом деле эта температура.

Трудно дать какое-либо числовое описание фактической температуры Солнца. Интенсивность этой температуры значительно превосходит максимальную искусственную температуру, поэтому любые попытки выразить такие оценки в цифрах неизбежно являются крайне неопределенными. Но если предположить, что максимальная искусственная температура составляет около 4 000° по Фаренгейту, то, вероятно, мы будем довольно близки к истине, если скажем, что эффективная температура Солнца составляет около 14 000° по Фаренгейту. Это результат недавнего исследования господ Уилсона и Грея, которое, по-видимому, заслуживает значительного внимания.

Обширный отток тепла от Солнца соответствует его огромной температуре. Мы можем выразить количество тепла различными способами, но следует помнить, что к таким измерениям по-прежнему применима значительная неопределенность. В качестве иллюстрации можно привести старый метод измерения тепла по количеству растаявшего льда. Рассчитано, что слой льда толщиной 43,5 фута, окружающий всё Солнце, был бы растоплен за одну минуту под действием тепла Солнца снизу. Довольно изящную иллюстрацию привел также сэр Джон Гершель: он показал, что если бы цилиндрический ледник диаметром 45 миль постоянно двигался к Солнцу со скоростью света, его конец растапливался бы так же быстро, как он продвигался вперед. Из каждого квадратного фута поверхности Солнца выделяется количество тепла, равное тому, которое может быть произведено ежедневным сгоранием шестнадцати тонн угля. Это действительно такое количество тепла, которое, при правильном преобразовании в работу, могло бы обеспечивать работу двигателя мощностью в сотни лошадиных сил с конца одного года до конца другого. Тепло, излучаемое с нескольких акров поверхности Солнца, было бы достаточно для приведения в движение всех паровых двигателей в мире. Когда мы задумываемся о огромной интенсивности излучения с каждого квадратного фута поверхности Солнца и сочетаем это с его поразительными размерами, воображение не в силах осмыслить, насколько велико должно быть фактическое количество выделяемого тепла.

Перед лицом такого огромного расхода тепла Солнца возникает вопрос, имеющий чрезвычайно важное значение для Земли и её обитателей. Мы живем от часа к часу благодаря великодушию Солнца; и…

Поэтому для нас важно знать, какая защита у нас есть для продолжения оказания ему благосклонности. Когда мы видим огромное излучение тепла Солнца с каждой часом, мы вынуждены спрашивать, не исчерпывает ли наше великое светило свои ресурсы; и если да, то каковы перспективы будущего? На этот вопрос мы можем дать частичный ответ. Вся эта тема действительно представляет чрезвычайный интерес и проникнута духом современной научной мысли.

Наша первая попытка рассмотреть этот вопрос должна заключаться в обращении к доступным фактам. Мы хотим знать, проявляет ли Солнце какие-либо признаки упадка. Являются ли дни сейчас такими же теплыми и яркими, как в прошлом году, десять лет назад, сто лет назад? Мы не можем найти никаких доказательств каких-либо изменений со времен начала достоверных записей. Если бы тепло Солнца заметно изменилось за последние две тысячи лет, мы ожидали бы соответствующих изменений в распространении растений и животных; однако таких изменений не было обнаружено. Нет причин полагать, что климат Древней Греции или Древнего Рима существенно отличался от климата Греции и Рима, которые мы знаем сегодня. Виноградная лоза и оливковое дерево растут сейчас там же, где росли две тысячи лет назад.

Однако мы не должны слишком акцентировать внимание на этом аргументе; ведь последствия незначительных изменений в тепле Солнца могли быть нейтрализованы соответствующей адаптацией у гибких организмов культивируемых растений. Все, что мы можем с уверенностью сказать, — это то, что за исторический период в тепле Солнца не произошло значительных изменений. Но когда мы обращаемся к гораздо более древним эпохам, мы находим множество доказательств того, что климат Земли претерпел значительные изменения. Геологические записи по этому вопросу вряд ли можно неправильно интерпретировать. Тем не менее интересно отметить, что эти изменения вряд ли могли возникнуть в результате постепенного исчерпания излучения Солнца. Бесспорно, в очень древние времена существуют доказательства того, что климат Земли, должно быть, был гораздо теплее, чем сейчас. У нас был великий каменноугольный период, когда температура в арктических широтах, вероятно, была тропической. Однако вряд ли можно считать это доказательством того, что Солнце тогда было гораздо мощнее; ведь сразу же вспоминается ледниковый период, когда у нас...

В умеренных зонах лежали слои твердого льда, как это и происходит сейчас в Северной Гренландии. Если предположить, что Солнце в прошлом было горячее, чем сейчас, чтобы объяснить наличие растительности, приведшей к образованию угля, то для объяснения ледникового периода придется предположить, что Солнце было холоднее, чем сейчас. Нелогично связывать подобные явления с колебаниями излучения Солнца. Ледниковые периоды доказывают, что мы не можем опираться на геологию в подтверждение теории о постепенном охлаждении Солнца в настоящее время. Геологические изменения климата могли быть вызваны изменениями самой Земли или ее орбиты; но как бы они ни возникали, они мало что говорят нам о прошлой истории нашего Солнца.

Тепло Солнца существует уже бесчисленное количество эпох; однако мы не можем приписывать Солнцу способность самостоятельно генерировать тепло. К огромной массе Солнца необходимо применять те же законы, которые мы выявили в экспериментах на Земле. Необходимо задаться вопросом: откуда берется тепло, достаточное для такого интенсивного излучения? Давайте кратко рассмотрим различные предположения, которые были выдвинуты.

Положите рядом две раскаленные до красна железные сферы — большую и маленькую. Они были взяты из одного огня; обе были одинаково горячими; обе остывают, но маленькая сфера остывает быстрее. Она быстро темнеет, в то время как большая сфера все еще светится и будет такой еще несколько минут. Чем больше сфера, тем дольше ей требуется времени на остывание; поэтому предполагалось, что огромная сфера размеров нашего Солнца, если она однажды нагреется, будет постепенно остывать, но время остывания будет настолько долгим, что в течение тысяч и миллионов лет она сможет оставаться источником света и тепла для вращающейся системы планет. Однако это предположение не выдерживает арифметической проверки. Если у Солнца нет другого источника тепла, кроме того, который обусловлен его высокой температурой, мы можем показать, что излучение будет заставлять Солнце остывать на несколько градусов каждый год. Через две тысячи лет тепло Солнца значительно снизится. Мы уверены, что такого снижения не могло произойти. Источник излучения Солнца не может заключаться лишь в остывании раскаленной массы.

Могут ли пламена на Солнце поддерживаться процессом горения, аналогичным тому, что происходит в наших печах? Здесь, казалось бы, имеется источник огромного количества тепла; однако арифметика опровергает это предположение. Мы знаем, что если бы Солнце состояло даже из твердого угля, и если бы этот уголь горел в чистом кислороде, то тепло, которое можно было бы получить, хватило бы лишь на 6 000 лет. Если бы Солнце, освещавшее строителей Великой пирамиды, было целиком состоящим из твердого угля от поверхности до центра, оно уже давно бы в значительной степени сгорело при попытке поддерживать свой нынешний уровень выделения тепла. Поэтому мы вынуждены искать другие источники тепла для Солнца, поскольку ни тепло инкандесценции, ни тепло горения не могут служить достаточным источником.

Вероятно — более того, можно сказать с уверенностью — существует внешний источник, откуда поступает тепло Солнца. Нам потребуется внимательно рассмотреть этот источник, хотя я думаю, что он окажется всего лишь вспомогательным фактором незначительной важности. Согласно этой точке зрения, солнечное тепло время от времени пополняется за счет падения на его поверхность масс метеорных тел. Почти нет сомнений в том, что такие массы действительно падают на Солнце; также нет сомнений в том, что если это происходит, Солнце получает от этого некоторое тепло. У нас на Земле есть очень интересный пример, иллюстрирующий возникновение тепла от метеорных тел. В падающей звезде кроется целый мир философии. Некоторые из этих многочисленных объектов врываются в нашу атмосферу и исчезают; другие, без сомнения, падают на Солнце с тем же результатом. Мы также соглашаемся с тем, что падение падающей звезды в атмосферу Солнца сопровождается вспышкой света и тепла. Тепло, которое Земля получает от вспышек падающих звезд в нашем воздухе, совершенно незаметно. Однако предполагалось, что тепло, поступающее на Солнце по той же причине, может быть довольно значительным — более того, даже предполагалось, что Солнце может вновь обрести силы благодаря этому источнику.

И здесь нам снова необходимо применить строгие принципы весов и мер, чтобы оценить правдоподобность этого предположения. Сначала мы рассчитываем фактический вес метеорных тел, падающих на Солнце, который был бы достаточен для поддержания…

Огни Солнца в их нынешней силе. Масса вещества, которая потребуется, настолько огромна, что мы не можем выразить её с помощью имперских единиц веса; нам приходится иметь дело с массами колоссальных размеров. К счастью, вес нашей Луны представляет собой удобную единицу измерения. Представьте себе, что наша Луна — огромный шар диаметром 2000 миль — была раздроблена на множество фрагментов, и эти фрагменты падали бы на Солнце; нет никаких сомнений, что такой огромный метеоритный дождь добавил бы Солнцу гораздо больше тепла, чем требуется для обеспечения его излучения в течение целого года. Если взять саму Землю, представить её в виде порошка и позволить этому порошку падать на Солнце в виде мощного дождя, каждый фрагмент мгновенно выделил бы определённое количество тепла, и в сумме это привело бы к поступлению на Солнце столько тепла, сколько достаточно для поддержания нынешнего уровня излучения в течение почти ста лет. Огромная масса Юпитера, обработанная таким же образом, создала бы метеоритный дождь ещё более интенсивным в той мере, в какой масса Юпитера превышает массу Земли. Если бы Юпитер упал на Солнце, это привело бы к выделению столько тепла, что весь Солнечная система была бы сжигаема; в то время как все планеты вместе способны производить столько тепла, сколько, при правильном использовании, хватило бы для обеспечения излучения Солнца в течение 45 000 лет.

Следует помнить, что, хотя Луна может обеспечить тепло на один год, а Юпитер — на 30 000 лет, практический вопрос заключается не в том, может ли Солнечная система обеспечить Солнце теплом, а в том, действительно ли она это делает. Вероятно ли, что каждый год на Солнце падают метеориты массой, равной массе Луны? Это и есть настоящий вопрос, и я думаю, что мы должны ответить на него отрицательно. Можно показать, что количество метеоритов, которые Солнце может поглотить за один год, представляет собой лишь чрезвычайно малую долю от общего количества. Следовательно, если бы каждый год поглощалась масса весом в Луну, в системе должна была бы существовать невероятно огромная масса метеоритного вещества. Метеоритов должно быть настолько много, что Земля постоянно подвергалась бы их обстрелу и нагревалась до такой степени, что стала бы непригодной для жизни. Есть также другие причины, которые исключают возможность существования огромного количества метеоритного вещества в окрестностях Солнца.

Солнце. Такая материя могла бы оказать значительное влияние на движение планеты Меркурий. Без сомнения, в движении Меркурия существуют некоторые неупорядоченности, которые ещё не полностью объяснены, но эти неупорядоченности гораздо меньше, чем это было бы в случае, если бы метеоритная материя существовала в достаточном количестве для поддержания Солнца. Поэтому астрономы считают, что, хотя метеоры могут способствовать покрытию части затрат Солнца, большая часть этих затрат должна покрываться за счёт других источников.

Одним из достижений современной науки является решение этой проблемы — показание того, каким образом, несмотря на огромное излучение, Солнце всё же сохраняет свою температуру. Этот вопрос не лишён сложностей в изложении, но он настолько важен, что мы вынуждены попытаться его решить.

Представим себе огромный шар нагретого газа в космосе. Это не совсем беспочвенное предположение, поскольку существуют шары, очевидно, такого характера; они уже упоминались как планетарные туманности. Этот шар будет излучать тепло, и мы предположим, что он излучает больше тепла, чем получает от излучения других тел. Следовательно, шар будет терять тепло, но было бы неверно предполагать, что его температура обязательно будет падать. На самом деле происходит обратное, и это на первый взгляд кажется парадоксальным, но можно показать, что это неизбежный результат законов тепла и газов.

Обратим внимание на часть газа, находящуюся на поверхности шара. Конечно, эта часть притягивается всем остальным газом в шаре, поэтому стремится двигаться к центру шара. Если сохраняется равновесие, это стремление должно нейтрализоваться давлением газа под поверхностью; следовательно, чем сильнее гравитация, тем выше давление. Когда шар газа теряет тепло из-за излучения, предположим, что он становится холоднее — его температура соответственно падает; тогда, поскольку давление газа снижается при падении температуры, давление под поверхностным слоем газа также снизится, в то время как гравитация останется неизменной. Последствием этого будет…

Неизбежно произойдет так, что гравитация победит давление, и шар из газа соответственно сократится. Однако существует и другой способ рассмотрения этой проблемы. Мы знаем, что тепло эквивалентно энергии; следовательно, когда шар излучает тепло, он должен тратить энергию. Часть энергии шара обусловлена его температурой; но другая, в некотором смысле более важная, часть связана с разделением его частиц. Если мы позволим частицам сблизиться, энергия, связанная с их разделением, уменьшится, а освободившаяся энергия может принять форму тепла. Но это сближение частиц неизбежно влечет за собой сокращение шара.

А теперь о поразительном следствии, которое, по-видимому, имеет очень важное применение в астрономии. По мере сокращения шара часть его энергии, связанной с разделением частиц, превращается в тепло; это тепло отчасти излучается наружу, но не так быстро, как оно вырабатывается в результате сокращения. В результате, хотя шар действительно теряет тепло и сокращается, его температура на самом деле повышается.[43] Для демонстрации этого результата, каким бы парадоксальным он ни казался с первого взгляда, достаточно простого примера. Предположим, что в результате сокращения шара его диаметр уменьшился вдвое; обратим внимание на кубический дюйм газовой субстанции в любой точке этой массы. После сокращения каждая сторона куба уменьшится до полудюйма, и объем, соответственно, сократится до одной восьмой от первоначального значения. Закон газов гласит, что при неизменной температуре давление изменяется обратно пропорционально объему; следовательно, внутреннее давление в кубе в этом случае увеличится в восемь раз. Однако, поскольку расстояние между любыми двумя частицами уменьшилось вдвое, гравитационная сила между ними увеличится в четыре раза, а поскольку площадь также уменьшилась в четыре раза, давление в уменьшенном кубе увеличится в шестнадцать раз. Но мы уже видели, что при постоянной температуре давление увеличивается лишь в восемь раз, следовательно, температура не может оставаться постоянной и должна повышаться по мере сокращения.

Таким образом, мы получаем довольно удивительный результат: газообразное тело в космосе, излучающее тепло и тем самым сокращающееся, на самом деле постоянно повышает свою температуру. Но можно сказать, что это не может продолжаться вечно. Должны ли мы предполагать, что газообразная масса будет продолжать сжиматься, причем её температура будет становиться всё выше и выше, а излучаемое ею тепло — всё больше и больше по мере потери массы? Где заключается предел такого развития событий? По мере сжатия тела его плотность должна увеличиваться, пока оно не превратится в жидкость или твердое тело, или, в любом случае, пока оно не перестанет подчиняться законам чисто газообразного тела, которые мы рассматривали. Как только эти законы перестают действовать, аргумент теряет силу; потеря тепла может действительно сопровождаться падением температуры, пока со временем тело не достигнет температуры самого космоса.

Не предполагается, что этот аргумент можно применить в полной мере к нынешнему состоянию Солнца. Плотность Солнца сейчас настолько велика, что законы газов здесь не могут соблюдаться строго. Однако есть веские основания полагать, что когда-то Солнце было более газообразным, чем сейчас; возможно, в какой-то момент оно было достаточно газообразным, чтобы этот аргумент мог быть применен в полной мере. В настоящее время Солнце, по-видимому, находится на каком-то промежуточном этапе своего перехода от газообразного состояния к твердому. Поэтому мы не можем утверждать, что температура Солнца сейчас повышается в соответствии с процессом сжатия. Это может быть правдой, а может и нет; у нас нет способов это определить. Мы можем, однако, быть уверены, что Солнце все еще достаточно газообразно, чтобы в определенной степени испытывать повышение температуры, связанное с сжатием. Это повышение температуры может быть частично или полностью скрыто падением температуры, которое является более очевидным следствием излучения тепла от частично твердого тела. Однако очевидно, что охлаждение Солнца может занять огромное время, если падение температуры из-за одной причины почти компенсируется повышением температуры из-за другой. Трудно сомневаться, что именно в этом кроется настоящее объяснение того факта, что у нас нет исторических данных о каких-либо значительных изменениях в излучении тепла Солнцем.

Этот вопрос настолько интересен, что, возможно, стоит рассмотреть его с немного иной точки зрения. Солнце содержит определенный запас энергии, часть которой постоянно исчезает в виде излучаемого тепла. Энергия, оставшаяся в Солнце, частично меняет свою природу: часть ее превращается в тепло, которое полностью или частично компенсирует потери от излучения. Однако общая энергия Солнца должна уменьшаться; следовательно, кажется, что рано или поздно у Солнца иссякнет энергия, и оно перестанет быть источником света и тепла. Действительно, скорость сжатия Солнца очень мала. Мы действительно не можем с точностью измерить уменьшение его размеров. Это такая незначительная величина, что сжатие с момента зарождения точной астрономии недостаточно велико, чтобы быть заметным через наши телескопы. Тем не менее можно рассчитать, каким должно быть сжатие объема Солнца, исходя из предположения, что энергия, теряемая в результате этого сжатия, в точности покрывает ежедневное излучение тепла. Это изменение крайне незначительно, если учитывать нынешний размер Солнца. В настоящее время диаметр Солнца составляет около 860 000 миль. Если каждый год этот диаметр уменьшается примерно на 300 футов, это будет достаточно для объяснения всего излучения. Это постепенное уменьшение происходит постоянно.

Эти соображения представляют большой интерес, если рассматривать их в ретроспективе. Если верно, что Солнце в настоящее время сжимается, то в прошлом его размеры, несомненно, были больше, чем сейчас. Исходя из уже приведенных цифр, можно сделать вывод, что сто лет назад диаметр Солнца был почти на шесть миль больше, чем сейчас; тысячу лет назад — на пятьдесят семь миль больше; десять тысяч лет назад диаметр Солнца был на пятьсот семьдесят миль больше, чем сегодня. Когда человек впервые появился на Земле, кажется, что Солнце должно было быть на сотни, возможно, на тысячи миль больше, чем сейчас.

Однако мы не должны преувеличивать значение этого утверждения. Диаметр Солнца настолько велик, что уменьшение на 10 000 миль будет составлять чуть более ста долей его диаметра. Если бы это происходило внезапно…

Чтобы размер Солнца сократился до 10 000 миль, изменение не будет заметно при обычном наблюдении, хотя гораздо меньшие изменения не ускользнут от точных астрономических измерений. Не обязательно, что климат на нашей Земле в те древние времена сильно отличался от того, который мы видим сегодня, ведь климат зависит и от других факторов, помимо солнечных лучей.

Однако нам не нужно резко прекращать наше восхождение в прошлое на любой эпохе, какой бы далекой она ни была. Мы можем уходить все дальше и дальше, сквозь долгие эпохи, которые геологи отводят для отложения слоистых пород, и еще дальше — к самым ранним временам, когда на Земле начала появляться жизнь. Тем не менее у нас нет оснований полагать, что закон уменьшения теплоты Солнца не соблюдается; следовательно, исходя из наших нынешних знаний, можно предположить, что Солнце становится все больше по мере того, как мы углубляемся в далекие глубины прошлого. Мы не можем предполагать, что скорость этого увеличения всегда одинакова. Такое предположение не требуется; для наших целей достаточно того, что Солнце становится все больше по мере того, как мы заглядываем в далекое прошлое. Если нынешний порядок вещей в нашей Вселенной существует уже достаточно долго, то, по-видимому, было время, когда Солнце было в два раза больше, чем сейчас; оно, должно быть, когда-то было в десять раз больше. Как давно это было, сказать никто не может. Но мы не можем остановиться на этапе, когда Солнце было даже в десять раз больше, чем сейчас; эти аргументы будут актуальны и в более ранние эпохи. Мы видим, как Солнце растет и растет, при этом его плотность снижается, пока наконец вместо знакомого нам Солнца мы не обнаруживаем могущественную туманность, заполняющую огромный участок пространства.

Такова, по сути, доктрина происхождения нашей Солнечной системы, выдвинутая в той знаменитой теории, известной как теория туманностей Лапласа. Она может быть лишь гипотезой; ее нельзя подтвердить наблюдениями, так же как и расчетами. Это всего лишь догадка, более-менее правдоподобная, но, возможно, в определенной степени неизбежно верная, если наши нынешние законы тепла, как мы их понимаем, позволяют применять здесь требуемые крайние условия, и если нынешний порядок вещей также…

существовало в течение достаточного времени без вмешательства каких-либо факторов, нам в настоящее время неизвестных. Эта теория туманностей не ограничивается историей нашего Солнца. Абсолютно аналогичные рассуждения можно применить к отдельным планетам: чем дальше мы заглядываем в прошлое, тем горячее становится вся система. Считалось, что если бы мы могли заглянуть достаточно далеко в прошлое, мы бы увидели Землю, слишком горячую для существования жизни; ещё дальше — Землю и все планеты в состоянии красного жара; а ещё дальше, в чрезвычайно далёкую эпоху, когда планеты были бы так же нагреты, как сейчас наше Солнце. На ещё более раннем этапе считается, что вся Солнечная система представляла собой одну огромную массу светящегося газа, из которой постепенно сформировались нынешние формы Солнца, планет и их спутников. Мы не можем быть уверены, что ход событий был именно таким, как здесь описано; но есть достаточные основания полагать, что эта теория в целом отражает то, что действительно произошло.

Многие особенности Солнечной системы соответствуют предположению о том, что её происхождение связано с тем, что предлагает теория туманностей. Мы уже упоминали в одной из предыдущих глав о том, что все планеты вращаются вокруг Солнца в одном и том же направлении. Также следует отметить, что вращение планет вокруг своих осей, а также движение спутников вокруг своих планет-хозяев подчиняются одному и тому же закону, с двумя незначительными исключениями в случае систем Урана и Нептуна. Такое поразительное совпадение естественно указывает на необходимость какого-то физического объяснения. Такое объяснение предлагает теория туманностей. Предположим, что бесчисленные эпохи назад существовала огромная туманность, медленно вращавшаяся и сжимавшаяся. В процессе сжатия части конденсированной материи туманности оставались позади. Эти части продолжали вращаться вокруг центральной массы, причём каждая из них вращалась вокруг своей оси в одном и том же направлении. По мере продолжения процесса сжатия, согласно динамическим принципам, скорость вращения должна была увеличиваться; таким образом, в конечном итоге эти части превратились бы в планеты, в то время как центральная масса постепенно сжалась бы, образовав Солнце. По аналогичному процессу, но в меньшем масштабе, возникли системы спутников.

Они возникли из сжимающейся первичной структуры. Эти спутники также будут вращаться в одном и том же направлении, что позволит объяснить характерные особенности Солнечной системы.

Небулярное происхождение Солнечной системы находит значительную поддержку в исследованиях звездного неба. Мы уже говорили о сходстве между Солнцем и звездами. Если наше Солнце прошло через те изменения, которые предполагает теория небулосистем, разве не можно ожидать, что аналогичные явления будут наблюдаться и у других звезд? Если это так, то разумно предположить, что эволюция некоторых звезд может не достигнуть такого уровня, как у Солнца, и тогда мы сможем наблюдать звезды на более ранних этапах их развития. Давайте посмотрим, насколько телескоп способен подтвердить эти предположения.

Поле зрения большого телескопа обычно показывает множество звезд, распределенных на черном фоне неба; однако чернота фона не является однородной: опытный наблюдатель сможет заметить в некоторых частях неба слабое свечение. Иногда это свечение видно на всей площади поля зрения или даже охватывает несколько полей зрения. Могут пройти годы, и все равно не будет заметно никаких изменений. Не может быть никакой иллюзии, и вывод неизбежен: речь идет о огромной массе слабо светящегося газа или пара. Это самый простой тип туманности; он характеризуется крайней тусклостью и, по-видимому, состоит из чрезвычайно тонкой материи. С другой стороны, иногда мы сталкиваемся с прекрасным и впечатляющим явлением — определенной яркой звезды, окруженной светящейся атмосферой. Между этими двумя крайними типами — тусклой рассеянной массы с одной стороны и яркой звезды с окружающей ее туманностью с другой — можно выделить целую серию других туманностей различного типа. Таким образом, мы имеем цепочку переходов, происходящих путем незаметных постепенных изменений, от самых тусклых рассеянных туманностей с одной стороны к звездам с другой.

Для Гершеля туманности казались огромными массами фосфоресцирующего пара. Этот пар постепенно охлаждается и в конечном итоге конденсируется в…

звезда или скопление звезд. Когда были классифицированы различные формы туманностей, казалось, что можно наблюдать самые разные этапы этого процесса. В огромных, тусклых туманностях процесс конденсации только начинался; в меньших и ярче светящихся туманностях он продвинулся дальше; а в некоторых уже стали видны звезды, возникшие в результате конденсации.

Но можно спросить: откуда Хершель это знал? Каковы его доказательства? Давайте ответим на этот вопрос на примере. Зайдите в лес и посмотрите на величественный старый дуб, переживший множество бурь на протяжении веков. Разве мы сомневаемся в том, что когда-то этот дуб был молодым ростком и постепенно рос до состояния зрелости? Однако никто никогда не наблюдал дуб на всех его этапах развития — человеческая жизнь слишком коротка для этого. Причина, по которой мы верим, что дуб прошел через все эти этапы, заключается в том, что мы знакомы с дубами всех размеров, от саженца до величественного старца. Увидев такую последовательность у множества деревьев, мы убеждаемся, что каждое отдельное дерево проходит через все эти этапы.

Именно по подобной логике Хершель пришел к точке зрения о происхождении звезд, которую мы пытались описать. Жизнь астронома слишком коротка, а жизнь всего человечества, возможно, тоже слишком коротка, чтобы наблюдать процесс, при котором туманность конденсируется и превращается в твердое тело. Но, наблюдая за одной туманностью за другой, астроном считает, что может выявить различные этапы, соединяющие туманность в ее первоначальном состоянии с окончательным. Таким образом, он приходит к выводу, что каждая туманность со временем проходит через все эти этапы. И так Хершель придерживался мнения, что звезды — некоторые, многие или все — возникли из когда-то светящейся туманности.

Такое предположение может очаровать воображение, но его необходимо тщательно отличать от истин астрономии в прямом смысле этого слова. Возможно, будущие поколения смогут получить доказательства по этому вопросу, недоступные нам сегодня: наше знание туманностей слишком ново. Еще не было…

У нас достаточно времени, чтобы заметить какие-либо значительные изменения: что касается изучения туманностей, то можно сказать лишь, что оно берет начало с Каталога Мессье 1771 года.

Со времен Гершеля, без сомнения, было сделано множество тщательных рисунков и наблюдений туманностей; однако пройдено слишком мало времени, а ранние наблюдения слишком неточны, чтобы с достаточной точностью исследовать любые изменения в туманностях. Если человечество будет существовать ещё много веков, и если наши нынешние наблюдения будут сохранены для сравнения, тогда теория Гершеля, возможно, сможет быть удовлетворительно проверена.

Прошло сто лет с тех пор, как Лаплас с некоторой неуверенностью выдвинул свою гипотезу о способе формирования Солнечной системы. В целом следует сказать, что эта «туманностная гипотеза» хорошо выдержала испытание развитием науки, хотя в свете более недавних открытий стали необходимы некоторые незначительные корректировки. По-видимому, Лаплас (а также Гершель) считал, что первичная туманность состоит из «огненного тумана» или светящегося газа при очень высокой температуре. Однако это совсем не обязательно, поскольку мы видим, что постепенное сжатие огромной массы обеспечивает энергию, которая может преобразовываться в тепло, а спектроскопические данные также указывают на наличие у газовых туманностей умеренной температуры; их следует считать представителями гипотетического первичного хаоса, из которого возникли наше Солнце и планеты. Ещё один аспект, который был пересмотрен, — это процесс формирования различных планет. Раньше считалось, что вращение первоначальной массы постепенно привело к отделению от центральной части ряда кольцевых структур разного размера, материал которых со временем собрался в отдельные планеты. Кольцо Сатурна считалось доказательством этого процесса, поскольку здесь имеется кольцо, конденсация которого в один или несколько спутников каким-то образом была остановлена. Но хотя не исключено, что во время сжатия туманной массы могла остаться материя в виде кольцевых структур (действительно, малые планеты между Марсом и Юпитером, возможно, возникли именно так), скорее всего…

Большие планеты образовались в результате сгущения материи в определенной точке на экваторе вращающейся туманности.

Конкретные этапы процесса, в ходе которого первоначальная туманность превратилась в Солнечную систему, по-видимому, остаются недоступными для изучения.

ГЛАВА XXVII.
Приливы и отливы.[44]
Математическая астрономия — теории Лагранжа: насколько они действительно верны — Солнечная система не состоит из жестких тел — Законы Кеплера соответствуют наблюдениям, но не являются абсолютно верными, когда тела не являются жесткими — Ошибки наблюдений — Приливы и отливы — Как наблюдались приливы — Обнаружение связи между приливами и Луной — Солнечные и лунные приливы — Работа, выполняемая приливами — Откуда у приливов берется сила для выполнения этой работы? — Приливы увеличивают длительность суток — Предел сокращения длительности суток — Ранняя история земно-лунной системы — Нестабильное равновесие — Отношение месяца к суткам — Будущее развитие системы — Равенство месяца и суток — Будущая критическая эпоха — Объяснение постоянной стороны Луны — Другая сторона Луны — Спутники Марса — Их примечательные движения — Оказывали ли приливы влияние на формирование Солнечной системы в целом? — Момент импульса — Приливы оказали незначительное или совсем никакое заметное влияние на орбиту Юпитера — Заключение.

То, что великие открытия Лагранжа относительно стабильности планетарной системы верны, в одном смысле совершенно правда. Никто никогда не осмеливался оспаривать математические основы теорий Лагранжа. При условии, что планетарная система имеет ту форму, которую предположил Лагранж, её стабильность гарантирована на вечные времена. Однако существует одно предположение, которое делает Лагранж и на котором основана вся его теория: он предполагает, что планеты являются жесткими телами.

Бесспорно, наша Земля кажется жестким телом. Что может быть более твердым и неподатливым, чем масса пород и металлов, из которых состоит Земля, по крайней мере в той части, которая доступна нам? В обширных просторах космоса Земля представляет собой лишь частицу; было вполне естественным и обоснованным предположить, что эта частица является жестким телом. Если бы Земля была абсолютно жесткой — если бы каждая её частица находилась на абсолютно фиксированном расстоянии от каждой другой частицы — если бы при никаких действующих силах и в никаких возможных условиях Земля не испытывала даже самых незначительных изменений формы — если бы то же самое...

То же самое можно сказать и о Солнце, и обо всех остальных планетах — следовательно, прогноз Лагранжа относительно вечной стабильности нашей системы должен сбыться.

Но каковы факты? Действительно ли Земля является жестким телом? Из экспериментов мы знаем, что в математическом смысле слова жесткого тела не существует. Горные породы не являются жесткими; сталь не является жесткой; даже алмаз не является совершенно жестким. Вся Земля далеко не является жесткой даже на поверхности, а часть её внутренней структуры, возможно, более-менее текуча. Землю нельзя назвать совершенно жестким телом; тем более нельзя так назвать крупные тела нашей системы. Юпитер и Сатурн, возможно, даже не могут считаться твердыми телами. Солнечная система Лагранжа состояла из жесткого Солнца и ряда крошечных жестких планет; реальная же солнечная система состоит из Солнца, которое ни в коем случае не является жестким, и планет, которые являются жесткими лишь частично.

Возникает вопрос: применимы ли открытия великих математиков прошлого века не только к идеальной солнечной системе, которую они себе представляли, но и к реальной солнечной системе, в которой мы находимся. Нет сомнений, что эти открытия верны приблизительно: они настолько близки к абсолютной истине, что наблюдения пока не показали никаких значительных отклонений от них.

Однако в нынешнем состоянии науки мы уже не можем игнорировать важные вопросы, которые возникают при рассмотрении тел, не являющихся жесткими в математическом смысле слова. Возьмем, к примеру, самый простой из законов, о которых мы говорили — великий закон Кеплера, утверждающий, что планета будет вечно вращаться по эллиптической траектории, один из фокусов которой — Солнце. Это подтверждается наблюдениями; более того, это было установлено наблюдениями еще до того, как было предложено какое-либо теоретическое объяснение этого движения. Однако, если сформулировать вопрос более точно, мы увидим, что Ньютон на самом деле доказал, что если два жестких тела притягиваются друг к другу силой, зависящей от обратного квадрата расстояния между ними, то каждое из этих тел будет описывать эллипс с общим центром тяжести в

Земля в некоторой степени является жестким телом, поэтому было естественно предположить, что относительное движение Земли и Солнца будет в соответствующей степени подчиняться простому эллиптическому закону Кеплера. На самом деле оно действительно подчиняется этому закону с такой точностью, что, учитывая другие причины возмущений, мы даже при самых тщательных наблюдениях не можем обнаружить ни малейшего отклонения в движении Земли, вызванного её недостаточной жесткостью.

Однако в математических исследованиях существует нюанс, который, по крайней мере в данном случае, выходит за рамки самых точных наблюдений, которые позволяют совершить наши инструменты. Принципы математики говорят нам, что хотя законы Кеплера могут быть верны для тел, которые абсолютно и математически жестки, то если Солнце или планеты полностью или даже в самой мельчайшей части лишены совершенной жесткости, то законы Кеплера больше не могут быть верны. Разве здесь мы не сталкиваемся с противоречием? Наблюдения показывают, что законы Кеплера верны в планетарной системе; теория же говорит, что эти законы не могут быть верны в планетарной системе, потому что тела в этой системе не являются совершенно жесткими. Как устранить это несоответствие? Или вообще существует какое-то несоответствие? Его нет. Когда мы говорим, что законы Кеплера были доказаны верными с помощью наблюдений, мы должны задуматься о природе доказательств, которые можно получить. Мы наблюдаем положение планет с помощью инструментов в наших обсерваториях; эти положения измеряются с помощью наших часов и шкал на инструментах. Эти наблюдения, безусловно, чрезвычайно точны; но они не обладают, и не могут обладать, абсолютной точностью в математическом смысле этого слова. Мы можем, например, определить положение планет с такой точностью, что ошибка составляет определенно не одну секунду дуги; а одна секунда — это чрезвычайно малая величина. Линейка, расположенная на расстоянии около сорока миль, образует угол в одну секунду дуги, и, безусловно, это сложная задача — определить положение планеты и быть уверенным, что в наши результаты не проникла ошибка, превышающая эту величину.

Когда мы сравниваем результаты наблюдений с расчетами, проведенными на основе предположения о верности законов Кеплера, и когда делаем вывод о соответствии наблюдений расчетам, всегда имеется более или менее явная ссылка на неизбежные ошибки наблюдений. Если расчеты и наблюдения совпадают настолько тесно, что различия между ними настолько незначительны, что они могут быть объяснены ошибками, неотделимыми от самих наблюдений, то мы довольны этим совпадением; ведь на самом деле более тесного совпадения достичь невозможно, да и представить его нельзя. Влияние отсутствия строгости на соблюдение законов Кеплера можно оценить посредством расчетов; как и следовало ожидать, оно оказывается чрезвычайно малым — настолько малым, что оно входит в ту узкую погрешность, подверженной наблюдениям. Поэтому мы не можем с помощью точных измерений выделить эффекты, обусловленные отсутствием строгости; они неразрывно смешаны с небольшими ошибками наблюдений.

Аргумент, на котором мы будем основывать наши исследования, на самом деле основан на очень хорошо известном явлении. Нет ни одного человека, который бы посещал прибрежные районы, и не знал бы о том подъеме и опускании уровня моря, которое мы называем приливами. Дважды в сутки море подступает к берегу, вызывая прилив; дважды в день оно снова отступает, вызывая отлив. Эти приливы ограничиваются не только прибрежными районами; они проникают на многие мили вверх по рекам; периодически затопляя большие эстуарии. В морской стране приливы имеют огромное практическое значение; кроме того, они обладают значением менее очевидного характера, которое мы сейчас и собираемся исследовать.

Эти ежедневные колебания океана уже давно перестали быть тайной. Еще в древние времена люди заметили связь между приливами и Луной. Древние авторы, такие как Плиний и Аристотель, упоминали связь между временем прилива и фазой Луны. Я думаю, что иногда мы не признаем древним астрономам того уровня проницательности, на который они действительно имеют право. Мы все читали — мы все учились — что Луна и приливы связаны между собой; но сколько же

Кто из нас может утверждать, что действительно заметил эту связь благодаря прямому личному наблюдению? Первый человек, который изучил этот вопрос с достаточной тщательностью, чтобы убедить себя и других в его реальности, должен был быть великим философом. Мы не знаем его имени, не знаем его национальности, не знаем эпохи, в которой он жил; но наше восхищение его открытием должно только усилиться при мысли о том, что у него не было теории гравитации, которая могла бы служить ему ориентиром. Современный философ, который никогда не видел моря, всё равно мог предсказать необходимость приливов как следствие закона всемирного тяготения; но древний астроном, который не знал о невидимой силе, притягивающей все тела во Вселенной, сделал великолепное — по сути, типичное — индуктивное открытие, когда определил связь между Луной и приливами.

Можно предположить, что это открытие, скорее всего, впервые возникло в результате наблюдений опытных мореплавателей. При входе в порт или выходе из него состояние приливов имеет огромное значение для моряка. Даже в открытом море ему иногда приходится корректировать курс в соответствии с течениями, образующимися под действием приливов; или же, определяя глубину с помощью глубиномера, он всегда должен иметь в виду, что глубина меняется в зависимости от прилива. Таким образом, все, что связано с приливами, попадает в поле его ежедневного наблюдения. Его ежедневная работа, успех в профессии, безопасность жизни часто зависят от приливов; поэтому он стремился узнать из своих наблюдений всё, что могло бы пригодиться ему в будущем. Для моряка, плавающего у берега, важным вопросом является время высокого прилива. Это время меняется из дня в день: завтра оно наступает на час или больше позже, чем сегодня, и не существует простого правила, которое можно было бы сформулировать. Поэтому моряк с радостью принял бы любое правило, которое помогло бы ему в таком важном деле. Мы можем предположить, каким образом такое правило было впервые открыто. Предположим, например, что моряк в Кале направляется в порт. У него прекрасная ночь — полная Луна освещает ему путь; он благополучно входит в порт; а на следующее утро обнаруживает, что прилив высокий между 11 и 12 часами.[45] Он часто совершает один и тот же путь, но иногда утром сталкивается с низким и неудобным приливом. В конце концов…

Однако ему приходит в голову, что в ночи с полной луной прилив наступает в 11 часов. Это происходит один-два раза; он считает это простым совпадением. Но это повторяется снова и снова. В конце концов он понимает, что такое явление всегда происходит. Он рассказывает об этом правиле другим морякам; они тоже пробуют его применить. Всегда оказывается, что при полной луне прилив неизменно наступает в одно и то же время в одном и том же месте. Таким образом устанавливается связь между луной и приливами, и умный моряк естественным образом начинает сопоставлять другие фазы луны с временем прилива. Например, он обнаруживает, что во время первой четверти луны прилив всегда наступает в одно и то же время суток; в конце концов он получает практическое правило, с помощью которого может сразу определить время прилива в порту, где он находится. Усердный наблюдатель выявит ещё более тесную связь между луной и приливами: он заметит, что некоторые приливы поднимаются выше других, а некоторые отливы опускаются ниже. Это имеет огромное практическое значение. Когда необходимо преодолеть опасный риф, моряку становится гораздо спокойнее, когда он знает, что сможет пройти через него во время прилива; а если ему предстоит бороться с приливными течениями, имеющими в некоторых местах огромную силу, он, естественно, предпочтёт для плавания отлив, когда сила этих течений меньше обычной. Приливы и отливы становятся ему знакомы, и он понимает, что приливы происходят при полной или новой луне — или, в любом случае, через определённое постоянное количество дней после полной или новой луны. Без сомнения, именно благодаря подобным рассуждениям в древние времена была раскрыта связь между луной и приливами.

Однако только после великого открытия Ньютона, когда был раскрыт закон всемирного тяготения, стало возможно дать физическое объяснение приливам. Тогда стало ясно, как луна притягивает всю Землю и каждую её частицу. Стало ясно, почему жидкие частицы, составляющие океаны на Земле, могут подчиняться этому притяжению так, как не могут сделать это твёрдые части. Когда луна находится прямо над головой, она, так сказать, притягивает воду вверх, образуя под ней «куму», что и приводит к приливу. Вода на противоположной стороне Земли также подвержена воздействию.

Возможен способ проявления этого явления, который сначала не может быть предусмотрен. Луна притягивает твердую часть Земли с большей силой, чем воду на противоположной стороне, находящейся дальше от нее. Поэтому Земля отталкивается от воды, и поэтому наблюдается тенденция к высоким приливам как на стороне Земли, обращенной от Луны, так и на стороне, обращенной к ней. Низкие приливы возникают в промежуточных положениях.

Солнце также вызывает приливы на Земле; однако из-за огромного расстояния до Солнца разница между его притяжением к морю и к твердой части Земли не так заметна. Поэтому солнечные приливы меньше лунных. Когда эти два фактора действуют совместно, возникают весенние приливы; когда солнечные и лунные приливы противоположны друг другу, наблюдаются осенние приливы.

Однако при попытке применить это общее правило к конкретным условиям необходимо учитывать множество факторов. Из-за местных особенностей приливы сильно различаются в разных частях побережья. В ограниченной области, такой как Средиземное море, амплитуда приливов относительно невелика — в разных местах она составляет от одного до нескольких футов. В открытом море амплитуда приливов также невелика; например, в Сент-Хелене она составляет около трех футов. Рядом с крупными континентальными массами приливы сильно изменяются под влиянием побережья. В Лондоне амплитуда приливов составляет 18–19 футов; однако самые значительные приливы на Британских островах наблюдаются в Бристольском проливе, где в Чепстоу или Кардиффе во время весенних приливов уровень воды поднимается до 37–38 футов, а во время осенних приливов — до 28–29 футов. По амплитуде эти приливы превосходят приливы в других частях мира. Самые большие приливы наблюдаются в заливе Фанди, где в некоторых местах амплитуда весенних приливов достигает 50 футов.

Подъем и опускание уровня воды неизбежно сопровождаются образованием течений. Такие течения хорошо известны, и в некоторых крупных реках они имеют огромное значение. Эти водные течения, как и любые другие водные потоки, могут использоваться для выполнения полезных задач.

Мы можем, например, удерживать поднимающуюся воду в водохранилище, и когда прилив спадает, мы можем заставить эту воду приводить в движение водяной колесо прежде, чем она вернётся в море. Действительно, здесь имеется источник реальной энергии; однако лишь в очень необычных обстоятельствах оказывается экономически целесообразным использовать приливы в этой цели. Этот вопрос можно рассчитать, и можно определить площадь водохранилища, которая позволит удерживать достаточное количество воды для приведения в движение водяного колеса определённой мощности. Можно показать, что площадь водохранилища, необходимая для удержания воды в количестве, достаточном для получения мощности в 100 лошадиных сил, составит 40 акров. Тогда вся проблема сводится к простому вопросу о затратах: будут ли строительство и обслуживание такого водохранилища дороже или дешевле, чем строительство и обслуживание паровой машины эквивалентной мощности? В большинстве случаев кажется, что последняя будет гораздо дешевле; в любом случае на практике мы не видим использования приливных двигателей, поэтому энергия приливов сейчас тратится впустую. Однако экономические аспекты этой проблемы могут кардинально измениться в какую-то отдалённую эпоху, когда наши запасы топлива, которые сейчас расходуются столь расточительно, покажут явные признаки исчерпания.

Тем не менее приливы выполняют ту или иную работу. Прилив в устье реки иногда смывает берег и уносит его материалы в другое место. Здесь также происходит работа и расходуется энергия, точно так же, как если бы ту же задачу выполняли инженеры, управляющие мощными рабочими. Мы знаем, что работа невозможна без расхода энергии в какой-либо из её форм; откуда же тогда берётся энергия, обеспечивающая силу приливов? На первый взгляд ответ на этот вопрос кажется вполне очевидным. Разве мы не говорили, что приливы вызваны Луной? Следовательно, энергия должна исходить от Луны? Это кажется вполне логичным, но, к сожалению, это не так. Это один из тех случаев, вовсе не редких в динамике, когда истина сильно отличается от того, что кажется верным. Возможно, пример поможет прояснить ситуацию. Когда стреляют из ружья, спусковой крючок нажимает палец стрелка; но значит ли это, что энергия, которая выталкивает пулю, поступает от самого стрелка?

Конечно нет; энергия, разумеется, происходит от пороха, а все, что делали стрелки, — это обеспечивали средства для освобождения энергии, накопленной в порохе. В определенной степени это можно сравнить с проблемой приливов: приливы, вызванные Луной, являются источником, благодаря которому используется определенное количество энергии для выполнения тех работ, которые способны выполнять приливы. Как странно, но эта энергия не находится в Луне — она находится в самой Земле. Более того, крайне удивительно то, что Луна фактически получает энергию от приливов, поглощая часть энергии, существующей в Земле. Это не считается очевидным результатом; он зависит от сложной динамической теоремы.

Мы должны четко понимать природу этого огромного запаса энергии, из которого черпают силу приливы, и благодаря которому Луна может оказывать значительное и постоянное воздействие. Давайте рассмотрим, в каком смысле говорят, что Земля обладает запасом энергии. Мы знаем, что Земля вращается вокруг своей оси один раз в сутки. Именно это вращение является источником энергии. Сравним вращение Земли с вращением маховика паровой машины. Вращение маховика представляет собой своего рода резервуар, в который двигатель вливает энергию при каждом движении поршня. Различные машины на мельнице, приводимые в действие двигателем, просто используют энергию, накопленную в маховике. Землю можно сравнить с гигантским маховиком, отсоединенным от двигателя, но все еще соединенным с машинами на мельнице. Благодаря своим огромным размерам и высокой скорости этот маховик обладает огромным запасом энергии, который должен быть потрачен, прежде чем маховик остановится. Поэтому, хотя приливы вызваны Луной, энергия, необходимая им, получается путем использования части огромных запасов энергии, образующихся в результате вращения Земли.

Однако существует существенное различие между Землей и маховиком двигателя. По мере того как энергия извлекается из маховика и потребляется различными машинами на мельнице, она постоянно заменяется новой энергией, поступающей от работы паровой машины, и таким образом поддерживается скорость вращения маховика. Но

Земля — это колесо оборота без двигателя. Когда приливы извлекают энергию из её запасов и тратят её на выполнение работы, эта энергия не восполняется. Последствие этого неизбежно: энергия, заложенная в вращении Земли, должна уменьшаться. Это приводит к крайне важному выводу. Если отключить двигатель от колеса оборота, то, как все знают, огромное колесо оборота может совершить ещё несколько оборотов, но вскоре остановится. Аналогичный вывод следует сделать и относительно Земли; однако её запасы энергии настолько огромны по сравнению с требованиями, предъявляемыми к ней, что Земля способна противостоять этим нагрузкам. Пройдут века бесчисленной длительности, прежде чем энергия вращения Земли сможет быть полностью исчерпана под действием таких сил, какие способны создавать приливы. Тем не менее неизбежно, что энергия уменьшается; а если она уменьшается, то скорость вращения Земли неизбежно, пусть и медленно, снижается. Теперь мы пришли к выводу о приливах, который можно сформулировать самыми простыми словами. Если скорость вращения снижается, то продолжительность дня должна увеличиваться; отсюда следует следующее крайне важное утверждение: приливы увеличивают продолжительность дня.

Сегодняшний день длиннее вчерашнего — завтрашний день будет длиннее сегодняшнего. Разница настолько мала, что даже за века её едва ли можно считать явно установленной путём наблюдений. Мы не претендуем сказать, сколько веков прошло с тех пор, как день был хотя бы на секунду короче, чем сейчас; но века — это не те единицы времени, которые мы используем для описания эволюции приливов. Миллион лет назад разница между продолжительностью дня и его нынешним значением, вероятно, была весьма значительной. Давайте взглянем в глубины далёкого прошлого и посмотрим, что могут рассказать нам приливы. Если нынешний порядок вещей сохраняется, то чем дальше мы уходим в туманное прошлое, тем короче становился день. Сейчас день длится двадцать четыре часа; когда-то он длился двадцать часов, потом десять часов, а ещё раньше — шесть часов. Насколько дальше мы можем уйти? Как только пройдут шесть часов, мы начнём приближаться к пределу, который в какой-то момент должен ограничить наше воспоминание о прошлом. Чем короче день, тем больше Земля выпячивается на экваторе; чем больше Земля выпячивается на экваторе, тем...

Чем сильнее центробежная сила вращения Земли, тем большая нагрузка возникает на её материалы. Если бы Земля вращалась слишком быстро, она не смогла бы сохранять целостность; она бы разлетелась на части, так же как ступка, вращаемая с чрезмерной скоростью, с силой разрывается. Следовательно, в далеком прошлом существовал какой-то барьер, препятствовавший этому процессу. Существует определенная критическая скорость — максимальная скорость, которую Земля может выдержать без риска разрушения, но точное значение этой скорости — вопрос, на который нелегко ответить. Оно зависит от свойств материалов Земли, от температуры, от действия давления и от других факторов, которые мы не знаем с точностью. Тем не менее была сделана оценка критической скорости, и математически было показано, что минимальный период вращения Земли, при котором она не разлетится на части, составляет примерно три–четыре часа. Таким образом, теория приливного движения приводит нас к выводу, что в какую-то невообразимо далекую эпоху Земля вращалась вокруг своей оси с периодом, близким к трём–четырем часам.

Таким образом мы узнаем, что за постепенное удлинение суток от их первоначальной продолжительности до двадцати четырех часов мы обязаны Луне. В соответствии с одним из самых глубоких законов природы Земля оказала воздействие на Луну, и это воздействие нашло свое материальное выражение: оно заключалось в постепенном отталкивании Луны от Земли. Можно заметить, что это отталкивание Луны представляет собой своего рода месть со стороны Земли. Последствия удаляющейся Луны весьма значительны. Радиус орбиты Луны в настоящее время составляет 240 000 миль; этот радиус постоянно увеличивается под действием приливов. Исходя из этого факта, давайте взглянем на прошлое Луны. Поскольку расстояние до Луны увеличивается, если смотреть в будущее, то оно уменьшается, если смотреть в прошлое. Вчера Луна, несомненно, находилась ближе к Земле, чем сегодня; разница, конечно, незначительна в плане лет, веков или тысяч лет; но если говорить о миллионах лет, то Луна, несомненно, была значительно ближе, чем сейчас.

В конце концов мы обнаружим, что её расстояние вместо 240 000 миль сократилось до 40 000, затем до 20 000, а потом до 10 000 миль. Нам не нужно — и мы не можем — останавливаться, пока мы не обнаружим, что Луна на самом деле находится близко к поверхности Земли. Если действующие законы природы действовали достаточно долго и если не было никакого внешнего воздействия, то нельзя сомневаться в том, что когда-то Луна и Земля находились в непосредственной близости друг от друга. Мы действительно можем рассчитать период, в течение которого Луна должна была вращаться вокруг Земли. Чем ближе Луна к Земле, тем быстрее она должна вращаться; и в критический момент, когда спутник находился в непосредственной близости от нашей Земли, он должен был совершать один оборот примерно за три–четыре часа.

Это привело к одной из самых смелых гипотез, когда-либо выдвигавшихся в астрономии. Мы не можем умолчать о ней; но следует помнить, что это всего лишь гипотеза, и к ней следует относиться с соответствующей осторожностью. Цель этой гипотезы — ответить на вопрос: что привело Луну в то положение, близко к поверхности Земли? Мы можем лишь сказать, что есть веские основания полагать, что Луна в какой-то очень ранний период откололась от Земли, когда Земля находилась в состоянии мягкости или пластичности.

В начале истории Земля и Луна находились близко друг к другу. Мы обнаружили, что скорость вращения Земли составляла всего несколько часов вместо двадцати четырех. Мы также обнаружили, что Луна совершала оборот вокруг первоначальной Земли ровно за тот же промежуток времени, за который первоначальная Земля вращалась вокруг своей оси, так что оба тела постоянно находились лицом к лицу. Такое состояние можно описать математиком как случай нестабильного динамического равновесия. Оно не могло продолжаться. Его можно сравнить с иглой, стоящей на кончике; игла должна упасть в одну или другую сторону. Подобным образом, Луна не могла сохранять это положение. Существовало два возможных варианта: Луна могла либо упасть обратно на Землю и быть вновь поглощена её массой, либо начать свой путь наружу. Какой из этих вариантов выбрала Луна? Возможно, у нас нет способов точно узнать, что именно определило выбор Луны в пользу одного из этих вариантов.

Есть и другие версии, но относительно того пути, который на самом деле был выбран Луной, не может быть никаких сомнений. Тот факт, что Луна существует, говорит о том, что она не вернулась на Землю, а начала свое движение прочь от нее. По мере удаляния Луны от Земли, согласно законам Кеплера, ей требуется все больше времени для завершения одного оборота. Таким образом, первоначальный период в несколько часов со временем увеличился до нынешних 656 часов. Ротация Земли, конечно же, также изменилась в соответствии с удалянием Луны. Как только Луна начала удаляться, Земля освободилась от необходимости постоянно обращать к ней одну и ту же сторону. Когда Луна удалялась на определенное расстояние, Земле удавалось совершить один оборот за меньшее время, чем требовалось Луне для одного оборота. Однако Луна продолжает удаляться все дальше, и продолжительность ее оборота увеличивается в соответствии с этим, пока три, четыре или более дней (или оборотов Земли) не становятся равными одному месяцу (или обороту Луны). Хотя количество дней в месяце увеличивается, мы не должны полагать, что скорость вращения Земли растет; на самом деле все происходит наоборот. Вращение Земли замедляется, как и оборот Луны, но замедление Луны больше, чем у Земли. Несмотря на то, что период вращения Земли значительно увеличился по сравнению с первоначальным значением, период оборота Луны увеличился еще больше, так что он в несколько раз превышает период вращения Земли. С течением времени Луна удаляется все дальше, ее орбита расширяется, продолжительность оборота увеличивается, пока наконец не наступает очень заметная эпоха, которая в некотором смысле является кульминацией существования Луны. В эту эпоху периоды оборота Луны, измеряемые в единицах времени вращения Земли, достигают своего максимального значения. Кажется, что в то время месяц длился двадцать девять дней. Разумеется, речь не идет о том, что месяц и день в ту эпоху соответствовали тем понятиям, которые мы используем сейчас для измерения времени. Оба понятия тогда были короче, чем сейчас. Но мы имеем в виду, что в ту эпоху Земля совершила двадцать девять оборотов вокруг своей оси, в то время как Луна совершила один оборот.

Эта эпоха уже прошла. В настоящее время невозможно определить дату этой эпохи с использованием обычных единиц измерения. Однако не может быть никаких сомнений в чрезвычайной древности этого события по сравнению со всеми историческими записями; однако то, следует ли считать её в сотнях тысяч лет, миллионах лет или десятках миллионов лет, в значительной степени остаётся предметом догадок.

Как только эта замечательная эпоха проходит, мы видим, что ход событий в земно-лунной системе начинает формироваться в направлении той замечательной заключительной стадии, которая имеет сходство с начальной стадией. Луна продолжает вращаться по орбите, диаметр которой постоянно, хотя и очень медленно, увеличивается. Соответственно увеличивается продолжительность месяца, а поскольку вращение Земли продолжает замедляться, увеличивается и продолжительность дня. Но соотношение длины месяца к длине дня теперь начинает меняться. Это соотношение постепенно увеличивалось — от единицы в начале до максимального значения около двадцати девяти в только что упомянутую эпоху. Теперь же это соотношение снова начинает снижаться, пока Земля не совершает уже только двадцать восемь оборотов вместо двадцати девяти за один оборот Луны. Снижение соотношения продолжается до тех пор, пока количество дней в месяце не составит двадцать семь. И здесь снова возникает эпоха, без особого комментария к которой невозможно просто пройти мимо. Во всём, что было сказано до сих пор, мы рассматривали события далёкого прошлого; и наконец мы пришли к нынешнему состоянию земно-лунной системы. Дни в эту эпоху — это наши хорошо известные дни, месяц — это хорошо известный период оборота нашей Луны. В настоящее время месяц составляет примерно двадцать семь наших дней, и это соотношение оставалось в целом верным на протяжении тысяч лет. Оно будет оставаться в целом верным и в течение тысяч лет впереди, но не будет верным бесконечно. Это лишь одна из стадий этой великой трансформации; с нашей кратковременной точки зрения она может казаться постоянной, так же как крылья мошки кажутся неподвижными при освещении электрической искрой; но когда мы рассматриваем историю с помощью временных понятий, достаточно широких для астрономии, мы понимаем, каким является настоящее.

Устойчивость земно-лунной системы не может быть выше, чем в любой другой эпохе её истории. Однако теперь наш рассказ должен принять иное направление. Мы говорили о прошлом; мы перешли к настоящему; можем ли мы что-либо сказать о будущем? И здесь снова нам на помощь приходят приливы. Если мы правильно поняли законы динамики (а кто же теперь может в них сомневаться?), мы сможем сделать прогноз дальнейших изменений земно-лунной системы. Если в настоящее время не будет никаких внешних факторов, нам неизвестных, мы можем предсказать — хотя бы в общих чертах — дальнейшую судьбу Луны. Мы можем видеть, как Луна будет продолжать свой движение по орбите. Длина этой орбиты будет увеличиваться крайне медленно, но всё равно будет расти; движение не будет обращено вспять, по крайней мере, до достижения последней стадии нашей истории. Мы не будем теперь задерживаться на промежуточных стадиях; скорее мы попытаемся наметить конечную форму, к которой стремится наша система. В далеком будущем — через бесчисленные миллионы лет — будет достигнута эта последняя стадия. Отношение длины месяца к длине дня, сокращение которого мы уже упоминали, будет продолжать сокращаться. Период вращения Луны будет становиться всё длиннее и длиннее, но длина дня будет увеличиваться гораздо быстрее, чем продолжительность периода вращения Луны. От месяца из двадцати семи дней мы перейдём к месяцу из двадцати шести дней, и так далее, пока не достигнем месяца из десяти дней, а в конце концов — месяца из одного дня. Давайте ясно поймём, что подразумевается под месяцем из одного дня. Мы имеем в виду, что время, за которое Луна совершает один оборот вокруг Земли, будет равно времени, за которое Земля вращается вокруг своей оси. Длина этого дня, конечно, будет гораздо больше нашего сегодняшнего дня. Единственный элемент неопределённости в этих расчётах возникает, когда мы пытаемся придать этим утверждениям числовую точность. Кажется столь же верным, как и законы динамики, то, что в конечном итоге должно быть достигнуто состояние земно-лунной системы, в котором день и месяц будут равны; но когда мы пытаемся указать длину этого дня, мы вводим в расчёты элемент риска. При указании любых

Оценка её длительности должна пониматься как крайне осторожно сформулированное значение. Оно может быть в некоторой степени ошибочным, хотя, возможно, не на значительную величину. Длительность этого «великого дня» кажется примерно равной пятьдесят семи нашим дням. Другими словами, в какой-то критический момент чрезвычайно далекого будущего Земле потребуется около 1 400 часов на один оборот, в то время как Луна завершит свой путь ровно за такое же время.

Таким образом мы видим, что в некоторых отношениях первая и последняя стадии движения Земли и Луны схожи между собой. В обоих случаях день равен месяцу. В первом случае день и месяц составляли лишь небольшую долю нашего дня; в последней стадии день и месяц являются большими кратностями нашего дня. Однако между первой критической эпохой и последней существует глубокое различие. Мы уже упоминали, что первая эпоха была эпохой нестабильности — она не могла продолжаться; но это второе состояние — состояние динамической стабильности. Как только оно будет достигнуто, оно станет постоянным и будет сохраняться вечно, если бы Земля и Луна могли быть изолированы от всех внешних воздействий.

Существует одна особенность, характеризующая движение, когда месяц равен дню. Небольшое размышление покажет, что в таком случае Земля должна постоянно обращать к Луне ту же самую сторону. Если день равен месяцу, то Земля и Луна должны вращаться вместе, словно связанные невидимыми узами; и тот полушарие Земли, которое обращено к Луне в момент начала этого состояния, останется там до тех пор, пока день будет равен месяцу.

На этом этапе трудно не вспомнить ту характерную особенность движения Луны, которая наблюдается с древних времен. Речь, конечно, идет о том, что в настоящее время Луна постоянно обращает к Земле ту же самую сторону.

Астрономы обязаны дать физическое объяснение этому удивительному факту. Луна вращается вокруг нашей Земли один раз за определенный

Количество секунд. Если Луна всегда обращает к Земле одну и ту же сторону, то это означает, что она также вращается вокруг своей оси за одинаковое количество секунд. Однако это было бы чрезвычайно маловероятной случайностью, если бы для этого не существовало какой-то физической причины. Нам не нужно далеко искать причину: этот феномен вызван приливами на Луне. Мы знаем, что у Луны неровная поверхность, что свидетельствует о сильной вулканической активности в прошлом. Эти вулканы сейчас бездействуют — внутренние «огни» на Луне, по-видимому, иссякли; но было время, когда Луна представляла собой нагретую и полужидкую массу. Было время, когда материалы Луны были настолько горячими, что становились мягкими и пластичными, и именно в этой мягкой и пластичной массе притяжение Земли вызывало сильные приливы. У нас нет исторических записей об этих приливах (они возникли задолго до появления телескопов, вероятно, ещё до появления человечества), но мы знаем, что они когда-то существовали, поскольку имеют следы в том, что Луна постоянно обращена к Земле одной стороной. Медленное подъем и опускание океанов, образующие наши приливы, сильно отличаются от приливов, которые когда-то возникали на Луне. Приливы на Луне были гораздо сильнее, чем на Земле. Они были сильнее потому, что гравитация Земли больше, чем гравитация Луны, поэтому Земля могла вызывать на Луне гораздо более сильные приливы, чем Луна могла вызвать на Земле.

То, что Луна обращает к Земле одну и ту же сторону, напрямую зависит от условия, согласно которому она должна вращаться вокруг своей оси ровно за тот же период времени, который требуется ей для вращения вокруг Земли. Приливы выполняют функцию постоянного регулятора, обеспечивающего соблюдение этого условия. Если бы Луна вращалась медленнее, чем следует, то сильные лавовые приливы заставили бы её вращаться все быстрее и быстрее, пока она не достигла желаемой скорости; только тогда, а не раньше, они прекратили бы свое действие. А если бы Луна вращалась вокруг своей оси быстрее, чем вокруг Земли, приливы снова начали бы действовать с огромной силой; но это…

Они будут заниматься замедлением вращения Луны, пока не снизят её скорость до такой, при которой она будет вращаться один раз на каждый оборот вокруг Земли.

Может ли Луна когда-нибудь освободиться от гнета приливов? На этот вопрос трудно ответить, но, по-видимому, не совсем невозможно, что в какой-то будущий момент Луна сможет избавиться от контроля приливов. Очевидно, что даже в настоящее время приливы не оказывают на Луну такого строгого контроля, как раньше. На Луне сейчас нет океанов, и вулканы не показывают никаких следов расплавленной лавы. Вряд ли на Луне могут существовать приливы, но внутри Луны может сохраняться достаточная теплота для поддержания определенной степени текучести. Если это так, то приливы продолжат удерживать Луну под своим контролем; однако, возможно, наступит момент — если он ещё не наступил — когда центр Луны станет настолько холодным, как температура космоса. Если бы материалы Луны были абсолютно жесткими, как их назвал бы математик, то, без сомнения, приливы больше не существовали бы, и Луна освободилась бы от их контроля. Кажется невозможным предсказать, насколько Луна сможет соответствовать условиям идеального жесткого тела, но можно представить, что в какой-то будущий момент контроль приливов практически прекратится. Тогда больше не будет никакой необходимости в совпадении периода вращения и периода оборота. Таким образом, в астрономии далекого будущего появляется проблеск надежды. Мы знаем, что период оборота Луны увеличивается, и пока действует контроль приливов, период вращения Земли также должен увеличиваться. Мы уже предположили состояние, в котором этот контроль отсутствует. Тогда ничто не будет мешать вращению Земли оставаться прежним, в то время как период оборота будет увеличиваться. Таким образом, привилегия увидеть другую сторону Луны, которая была недоступна всем предыдущим астрономам, в далеком будущем может быть предоставлена их преемникам.

Приливы, создаваемые Луной на Земле, действуют как тормоз для вращения Земли. Сейчас они постоянно стремятся сделать так, чтобы период вращения Земли совпал с периодом оборота Луны. Поскольку Луна совершает один оборот за двадцать семь дней, Земля в настоящее время

Скорость вращения Земли слишком велика, и поэтому в настоящее время силы приливов пытаются замедлить её вращение. Вращение Луны уже давно подчинилось действию приливов, но это произошло потому, что Луна была относительно маленькой, а сила приливов Земли оказалась огромной. Однако в данном случае всё наоборот: Земля больше и массивнее Луны; приливы, вызванные Луной, слабы и незначительны, и Земля ещё не полностью подчинилась действию приливов. Но силы приливов действуют постоянно, они ни на мгновение не прекращают своего воздействия, и постепенно способствуют тому, что день и месяц становятся одинаковой длительности, хотя этот процесс идёт очень медленно.

Теория приливов позволяет нам представить себе далёкое будущее, в котором Луна будет вращаться вокруг Земли за период времени, равный длительности дня; тогда оба небесных тела будут постоянно обращать к друг другу одну и ту же сторону, при условии, что силы приливов всё ещё смогут управлять вращением Луны. Что касается взаимодействия Земли и Луны, такая ситуация имеет все признаки устойчивости. Однако если мы попытаемся представить себе ещё более далёкое будущее, мы можем выявить внешнюю причину, которая не позволит этому взаимному согласованию между Землёй и Луной сохраняться вечно. Приливы, вызванные Луной на Земле, гораздо сильнее тех, что создаёт Солнце; поэтому в ходе наших рассуждений мы почти не учитывали приливы, вызванные Солнцем. Очевидно, это лишь приблизительный метод решения этой проблемы. Влияние солнечных приливов значительно, и их значение по отношению к лунным приливам будет постепенно возрастать по мере приближения Земли и Луны к окончательной критической стадии. Солнечные приливы будут постоянно оказывать дополнительное сопротивление вращению Земли. Следовательно, после того как день и месяц станут одинаковой длительности, продолжится дальнейшее замедление их длительности. Таким образом, в далёком будущем Луна будет вращаться вокруг Земли за меньший промежуток времени, чем требуется для вращения Земли вокруг своей оси.

Очень показательным подтверждением этих взглядов является открытие спутников Марса. Планета Марс относится к более мелким планетам.

членов нашей системы. Его масса составляет лишь восьмую часть массы Земли. У такой небольшой планеты, как Марс, энергия вращения гораздо меньше, чем у более крупной планеты, такой как Земля. Поэтому можно ожидать, что небольшая планета будет развиваться гораздо быстрее, чем крупная; следовательно, мы можем предположить, что Марс и его спутники достигли более продвинутой стадии своей истории, чем Земля и её спутник.

Когда в 1877 году открытие спутников Марса потрясло мир, ничто не вызывало столько удивления, как периодическое время обращения внутреннего спутника. Мы уже указывали в главе X, что Фобос обращается вокруг Марса за 7 часов 39 минут. Период вращения самого Марса составляет 24 часа 37 минут, и поэтому имеет место факт, беспрецедентный в Солнечной системе: спутник на самом деле вращается в три раза быстрее, чем вращается планета. Почти нет сомнений в том, что солнечные приливы замедлили скорость вращения Марса именно таким образом.

Мне всегда казалось, что речь идущий материал является одним из самых интересных и поучительных во всей истории астрономии. Во-первых, у нас есть прекрасное телескопическое открытие крошечных спутников Марса, а также определение аномального движения одного из них. Затем мы нашли удовлетворительное физическое объяснение причины этого явления и показали, что это яркий пример эволюции под действием приливов. Наконец, мы увидели, что система Марса и его спутника на самом деле является предвестником судьбы, которая через многие века ждет систему Земля-Луна.

Кажется естественным задаться вопросом, в какой степени влияние приливов могло способствовать формированию орбит планет. Здесь обстоятельства сильно отличаются от тех, с которыми мы сталкиваемся в системе Земля-Луна. Давайте сначала сформулируем проблему более четко. Солнечная система состоит из Солнца в центре и планет, вращающихся вокруг Солнца. Эти планеты вращаются вокруг своих осей; а также вращаются вокруг некоторых из

У планет существуют их собственные системы спутников. Для упрощения мы можем предположить, что все планеты и их спутники вращаются в одной плоскости, а планеты вращаются вокруг осей, перпендикулярных этой плоскости. При изучении теории приливного развития нам следует руководствоваться прежде всего глубоким динамическим принципом, известным как закон сохранения «импульса». Доказательство этого важного принципа здесь не приводится; достаточно сказать, что его можно строго вывести из законов движения, и поэтому его достоверность уступает лишь фундаментальным истинам обычной геометрии или алгебры. Возьмём, к примеру, гигантскую планету Юпитер. За одну секунду он проходит определённый угол по орбите вокруг Солнца. Если умножить массу Юпитера на этот угол, а затем умножить полученное произведение на квадрат расстояния от Юпитера до Солнца, мы получим определённую величину. Математик называет эту величину «орбитальным импульсом» Юпитера.[46] Аналогичным образом, если умножить массу Сатурна на угол, на который планета проходит за одну секунду, а затем умножить это произведение на квадрат расстояния между планетой и Солнцем, мы получим орбитальный импульс Сатурна. Подобным образом мы определяем импульс каждой из остальных планет, связанный с их вращением вокруг Солнца. Нам также необходимо определить импульс планет вокруг их собственных осей. За одну секунду Юпитер вращается на определённый угол; мы умножаем этот угол на массу Юпитера и на квадрат определённой величины, зависящей от его внутренней структуры; полученное произведение и составляет «вращательный импульс». Подобным образом мы находим вращательный импульс каждой из остальных планет. Каждый спутник за одну секунду вращается на определённый угол вокруг своей планеты-хозяина; импульс каждого спутника получается путём умножения его массы на угол, описанный за одну секунду, а затем умножения полученного произведения на квадрат расстояния спутника от своей планеты-хозяина. Наконец, мы рассчитываем импульс Солнца, связанный с его вращением. Это делается путём умножения угла, на который Солнце поворачивается за одну секунду, на всю массу Солнца, а затем умножения полученного произведения на квадрат определённой величины огромной длины, которая зависит от деталей внутренней структуры Солнца.

Если нам удалось объяснить, что подразумевается под моментом импульса, то формулировка великого закона становится относительно простой. Прежде всего следует отметить, что момент импульса любой планеты может меняться. Он изменится, если изменится расстояние планеты от Солнца или скорость её вращения вокруг собственной оси; так же может меняться момент импульса Солнца, а также спутников. В начале определенное общее количество момента импульса было передано нашей системе, и ни одна часть этого количества не может быть потрачена или утрачена всей Солнечной системой в целом. Независимо от взаимодействий различных тел системы, независимо от возможных возмущений — каких бы приливов они ни вызывали или какие бы взаимные столкновения ни происходили — должен соблюдаться великий закон сохранения момента импульса. Если некоторые тела в Солнечной системе теряют момент импульса, то другие тела в системе должны его приобретать, чтобы общее количество оставалось неизменным. Это соображение имеет чрезвычайно важное значение в связи с приливами. Распределение момента импульса в системе постоянно изменяется под действием приливов; но как бы ни колебались приливы, общий момент импульса никогда не может измениться, пока отсутствуют внешние воздействия на систему.

Здесь следует указать на контраст между наличием энергии и момента импульса в нашей системе. Взаимодействия внутри системы, порождающие тепло, способствуют расточению энергии, значительная часть которой может таким образом рассеиваться и теряться; однако взаимодействия не способны рассеивать момент импульса.

Если считать общий момент импульса Солнечной системы равным 100, то в настоящее время он распределяется следующим образом:—

Орбитальный момент импульса Юпитера – 60;
Орбитальный момент импульса Сатурна – 24;
Орбитальный момент импульса Урана – 6;
Орбитальный момент импульса Нептуна – 8;
Ротационный момент импульса Солнца – 2;
—
100.

Вклад остальных объектов крайне незначителен. Орбитальные моменты импульса нескольких внутренних планет составляют чуть более тысячной доли от общей суммы. Ротационные вклады всех планет и их спутников ещё меньше – они не превышают одной шестидесятитысячной доли от всего объема. Поэтому при изучении общего влияния приливов на орбиты планет эти незначительные факторы можно игнорировать. Однако мы сочтем целесообразным ещё больше сузить рамки рассмотрения и сосредоточить внимание на одном конкретном примере. Возьмем Солнце и планету Юпитер; предположив, что все остальные объекты нашей системы отсутствуют, рассмотрим влияние приливов, возникающих на Юпитере под действием Солнца, а также приливов на Солнце под действием Юпитера.

Можно было бы поспешно предположить, что, как Луна возникла из Земли, так и планеты возникли из Солнца и постепенно удалялись под действием приливов до своего нынешнего положения. У нас есть средства для исследования этого вопроса с помощью только что приведенных данных, и мы покажем, что невозможно, чтобы Юпитер или любая другая планета когда-либо находилась гораздо ближе к Солнцу, чем сейчас. В случае с Юпитером и Солнцем момент импульса складывается из трех компонентов. Самым значительным из этих компонентов является момент, связанный с орбитальным движением Юпитера; следующим по величине является момент, связанный с самим Солнцем.

Третья причина связана с вращением Юпитера вокруг своей оси. Можно выразить эти значения приблизительными цифрами следующим образом:—

Орбитальный момент импульса Юпитера — 600 000,
Ротационный момент импульса Юпитера — 20 000,
Ротационный момент импульса Солнца — 12.

Солнце вызывает приливы на Юпитере, и эти приливы замедляют вращение Юпитера. Они заставляют Юпитер вращаться всё медленнее, поэтому его момент импульса уменьшается; следовательно, его нынешнее значение в 12 также должно снижаться. Даже могущественное Солнце может быть затронуто приливами. Юпитер вызывает приливы на Солнце, и эти приливы замедляют движение Солнца, в результате чего момент импульса Солнца также уменьшается. Из-за обоих этих факторов значение 600 000 должно увеличиваться; другими словами, орбитальное движение Юпитера должно ускоряться, или же Юпитер должен удаляться от Солнца. В этом отношении система Солнце-Юпитер аналогична системе Земля-Луна. Подобно тому как приливы на Земле отталкивают Луну, так и приливы на Юпитере и Солнце постепенно раздвигают эти два тела. Однако между этими двумя случаями существует существенная разница. Можно доказать, что приливы, возникающие на Юпитере под действием Солнца, более сильны, чем приливы, возникающие на Солнце под действием Юпитера. Поэтому в настоящее время вклад Солнца можно игнорировать; фактически увеличение орбитального момента импульса Юпитера происходит за счёт энергии, накопленной в результате его вращения. Но что такое 12 по сравнению с 600 000? Даже когда весь ротационный момент импульса Юпитера и его спутников будет поглощён…

При орбитальном движении разница в последнем будет практически незначительной. В древности можно было предположить, что Юпитер, будучи более горячим, был больше, чем сейчас, и имел значительно больший момент импульса вращения. Однако вряд ли вероятно, что у Юпитера когда-либо мог быть в сто раз больший момент импульса, чем сейчас. Даже если бы 1200 единиц момента импульса вращения были перенесены на орбитальное движение, это привело бы лишь к крайне незначительной изменению расстояния Юпитера от Солнца. Таким образом, мы можем быть уверены, что приливы не привели к значительным изменениям размеров орбиты Юпитера или других крупных планет.

Однако наступит время, когда вращение Юпитера вокруг своей оси постепенно замедлится под воздействием приливов. Тогда окажется, что момент импульса вращения Солнца постепенно будет тратиться на расширение орбит планет, но поскольку эта резервная масса составляет всего около двух процентов от общей массы в нашей системе, она не может произвести какого-либо значительного эффекта.

Теория приливного развития, которая благодаря профессору Дарвину многое рассказала нам о прошлой истории систем спутников в Солнечной системе, несомненно, как отмечает доктор Си, также поможет объяснить высокоэксцентрические орбиты двойных звездных систем. В земно-лунной системе у нас есть два тела с крайне разными размерами: масса Земли примерно в восемьдесят раз превышает массу Луны. Но в случае большинства двойных звезд речь идет о двух телах с не очень большой разницей в массе. Можно доказать, что изначально орбита имела небольшую эксцентриситет, но приливное трение способно не только расширять ее, но и удлинять. Ускоряющая сила в периастроне (когда два тела находятся ближе друг к другу) во много раз превышает силу в апоастроне (когда их расстояние максимально). Поэтому в периастроне возмущающая сила значительно увеличивает расстояние в апоастроне, тогда как в апоастроне — расстояние в периастроне лишь незначительно. Таким образом, по мере постепенного расширения эллипса орбита становится все более эксцентричной, пока вращение вокруг оси не прекратится.

Достаточно снижается за счёт перехода осевого момента импульса в орбитальный.

И теперь нам следует завершить эту главу, хотя существует ещё множество других тем, которые можно было бы рассмотреть. Теория приливного развития действительно представляет собой одну из наиболее интересных областей исследований. Ранние математики посвятили свои усилия изучению динамики системы, состоящей из твёрдых тел. Мы обязаны современным математикам тем, что они расширили область небесной механики, исходя из более реалистичной предпосылки о том, что тела не являются твёрдыми, то есть подвержены действию приливов. Математические сложности значительно возрастают, но проблема становится более соответствующей законам природы, и это уже привело к некоторым из самых поразительных астрономических открытий современности.

Наш рассказ о небесах подошёл к концу. Мы начали его с краткого описания механических и оптических средств, помогающих в астрономии; мы завершили его кратким описанием интеллектуального метода исследования, позволяющего раскрыть некоторые небесные явления, происходившие задолго до появления человечества. Мы говорили о тех объектах, которые находятся относительно близко к нам, а затем, шаг за шагом, перешли к далёким туманностям и скоплениям, которые, кажется, находятся на границах видимой Вселенной. Однако как мало мы можем увидеть даже с помощью самых мощных телескопов по сравнению с всем объёмом бесконечного пространства! Как бы велика ни была глубина, в которую проникают наши инструменты, всё равно существует ещё что-то за её пределами — бесконечное пространство. Представьте себе огромный шар, расположенный в пространстве, шар таких огромных размеров, что он будет включать в себя Солнце и его систему, все звёзды и туманности, а также все объекты, которые способны представить наши ограниченные возможности. Но каково же должно быть соотношение объёма этого огромного шара к всему объёму бесконечного пространства? Это соотношение бесконечно меньше, чем соотношение количества воды в одной капле росы к количеству воды во всем Атлантическом океане.

ПРИЛОЖЕНИЕ.
АСТРОНОМИЧЕСКИЕ КОЛИЧЕСТВА.

Солнце.

Среднее расстояние Солнца от Земли составляет 92,900,000 миль; его диаметр — 866,000 миль; средняя плотность по сравнению с водой — 1,4; эллиптичность его орбиты незначительна; он вращается вокруг своей оси за период от 25 до 26 дней.

Луна.

Среднее расстояние Луны от Земли составляет 239,000 миль. Диаметр Луны — 2,160 миль; её средняя плотность по сравнению с водой — 3,5. Время оборота вокруг Земли — 27,322 дня.

Планеты.

Расстояние от Солнца, плотность, средний период оборота, миллионы миль, диаметр, время вращения вокруг оси, дни, средняя плотность по сравнению с водой, минимальная и максимальная плотности.

Меркурий: 36,0; 28,6; 43,3; 87,969; 3,030; (?) 6,85(?)

Венера: 67,2; 66,6; 67,5; 224,70; 7,700; (?) 4,85; 23 56

Земля: 92,9; 91,1; 94,6; 365,26; 7,918; 5,58; 4,09; 24 37

Марс: 141; 128; 155; 686,98; 4,230; 4,01; 22,7

Юпитер: 483; 459; 505; 4,332,6; 86,500; 9; 55; 1,38

Сатурн: 886; 834; 936; 10,759; 71,000; 10; 14; 0,72

Уран: 1,782; 1,700; 1,860; 30,687; 31,900; значение неизвестно; 1,22

Нептун: 2,792; 2,760; 2,810; 60,127; 34,800; значение неизвестно; 1,11

Спутники Марса.

Среднее расстояние от центра Марса. Период обращения: часы. минуты. секунды.
Фобос – 5,800 миль; 7 часов 39 минут 14 секунд.
Деймос – 14,500 миль; 30 часов 17 минут 54 секунды.

Спутники Юпитера.

Среднее расстояние от центра Юпитера. Период обращения: дни. часы. минуты. секунды.
Новый внутренний спутник Барнард – 112,500 миль; 0 часов 11 минут 57 секунд 22 доли секунды.
I – 261,000 миль; 1 час 18 минут 27 секунд 34 доли секунды.
II – 415,000 миль; 3 часа 13 минут 13 секунд 42 доли секунды.
III – 664,000 миль; 7 часов 3 минуты 42 секунды 33 доли секунды.
IV – 1,167,000 миль; 16 часов 16 минут 32 секунды 11 долей секунды.

Спутники Сатурна.

Среднее расстояние от центра Сатурна. Период обращения: дни. часы. минуты. секунды.
Мимас – 115,000 миль; 0 часов 22 минуты 37 секунд 6 долей секунды.
Энцелад – 148,000 миль; 1 час 8 минут 53 секунды 7 долей секунды.
Тетис – 183,000 миль; 1 час 21 минуту 18 секунд 26 долей секунды.
Диона – 235,000 миль; 2 часа 17 минут 41 секунда 9 долей секунды.
Рея – 329,000 миль; 4 часа 12 минут 25 секунд 12 долей секунды.
Титан – 760,000 миль; 15 часов 22 минуты 41 секунда 27 долей секунды.
Гиперион – 921,000 миль; 21 час 6 минут 38 секунд 31 доля секунды.
Иапет – 2,215,000 миль; 79 часов 7 минут 56 секунд 40 долей секунды.

Спутники Урана.

Среднее расстояние от центра Урана. Период обращения: дни. часы. минуты. секунды.
Ариэль – 119 000 миль; 2 дня 12 часов 29 минут 21 секунда.
Умбриэль – 166 000 миль; 4 дня 3 часа 27 минут 37 секунд.
Титания – 272 000 миль; 8 дней 16 часов 56 минут 30 секунд.
Оберон – 364 000 миль; 13 дней 11 часов 7 минут 6 секунд.

Спутник Нептуна.

Среднее расстояние от центра Нептуна. Период обращения: дни. часы. минуты. секунды.
Спутник Нептуна – 220 000 миль; 5 дней 21 час 2 минуты 44 секунды.

УКАЗАТЕЛЬ.

А
Аберрация света, 503–512;
и кажущееся движение звезд, 504, 507;
открытия Брэдли, 503;
причины, 507–511;
круги звезд, 505–507;
зависимость от скорости света, 511;
влияние на созвездие Дракона, 505;
телескопические исследования, 510

Ахроматическая комбинация линз, 11

Адамс, профессор Дж.К., и открытие Нептуна, 324–327, 330–332;
и эллипс орбиты звезд Леонидов, 386

Аэролиты: Чако, 398; Оргьёль, 399

Эйри, сэр Джордж, 325

Метеориты горы Албан, 393

Алькор, 438

Альдебаран, 209, 418, 419;
спектр Альдебарана, 480;
скорость движения Альдебарана, 484

Альголь, 485, 487

«Альмагест», 7
Альфонсус, 92
Большая долина Альп на Луне, 88
Альтаир, 424
Алюминий в Солнце, 50
Астрономия древних, 2–7
Профессор Эндрюс и базальтовые образования у Гигантского моста, 407
Андромеда, 414; туманность в Андромеде, 469, 489
Падение звезд и комета Биелы, 390
Антарес, 423
Апеннины на Луне, 83
Афелий, 163
Водолей, 215, 413
Орел, 424
Араго, 326

Архимед, 88

Арктур, 358, 480;
скорость вращения, 484

Каталог звезд Аргеландера, 431, 476

Аргус, 481

Ариэль, 309, 559

Аристарх, 90

Аристилл, 88

Аристотель: лунный кратер, названный в его честь, 88;
недоверие к его трудам, 267;
Луна и приливы, 535

Астероиды, 229–244

Астрея, 328

Астрономы Ниневии, 156

Астрономические величины, 558

Древняя астрономия, 2–7;
достижения Галилея в области астрономии, 10;
первые явления, изучаемые в астрономии, 2

«Атенеум» и письмо сэра Джона Гершеля

Роль Адамса в открытии Нептуна, 330
Атмосфера Земли, высота её слоев, 100
Притяжение между Луной и Землёй, 75;
между планетами, 148;
между Солнцем и планетами, 144, 148;
притяжение на Юпитере, 248, 249;
влияние притяжения на процесс прецессии, 498
Аврига, 414, 489
Северное сияние, 42
Автолик, 88
Расстояния до звёзд по данным Ауверса, 449;
нерегулярности в движении Сириуса, 427
Полярная ось, 196, 497;
прецессия и нутация Земли, 492–502
Б
Баклунд и комета Энке, 349, 351
Профессор Э.Э. Барнард и Сатурн, 271, 278, 282;

и Титан, 294;
и комета 1892 года, 355;
и Млечный Путь, 475

Пчелиный улей, 422

Белопольский, М., и двойные звезды, 487, 488

Метеорит Бенареса, 392

Бессель и Брэдли, 501;
и расстояние до звезды 61 Лебедя, 446, 448, 449;
и расстояния до звезд, 442;
и нерегулярные движения Сириуса, 426;
награждён золотой медалью Королевского астрономического общества, 442

Бетельгейзе, 209, 418, 419, 482;
скорость вращения этой звезды, 484

Комета Биелы и сэр Джон Гершель, 357;
и Андромеда, 390

Спектроскопические двойные звезды, 487

Бинокуляры, 27

Био и метеориты Л’Эгль, 392

Закон Боде, 230;

Список двойных звезд, 435

Бонд, профессор, и спутники Сатурна, 296;
и туманность в Орионе, 469;
и третье кольцо Сатурна, 280

Боот, 422

Брэдли, и нутация, 501;
и аберрация света, 503;
его наблюдения за Ураном, 312

Бредихин, профессор, и хвосты комет,
365, 366, 367

Железо Брайтенбаха, 397

Бристольский пролив, приливы в нем, 538

Брюннов, доктор, наблюдения параллакса звезды 61 Лебедя, 449

Похороны сэра Джона Мура, 72

Бернхэм, мистер, и орбита Сириуса, 427;
его вклад в уточнение числа известных двойных звезд, 439

Батлер, епископ, и вероятность, 460

Метеорит Бутсура, 397

C

Кадмий в Солнце, 50

Кале, приливы в, 536

Кальций в Солнце, 50

Кэмпбелл, мистер, и «Аргус», 481;
и Марс, 223

Каналы на Марсе, 220

Cancri 20, 154

Cancri, ζ, 154

Cancri, θ, 154

Canis major, 419

Канопус, 422

Обсерватория на мысе, 27

Капелла, 414, 480, 487

Угольный период, 518

Кардифф, приливы в, 538

Кассини, Ж.-Д., и двойные звезды, 434;
и спутники Сатурна, 294;

и кольца Сатурна, 278

Кассиопея, 412

Кастор, 420, 487;
двойная звезда, 437;
оборот вокруг своей оси, 437

Каталоги звезд, 310, 311;
каталог Мессье, 529

Катарина, 92

Центавр, α, 422;
наблюдения доктора Гилла за этой звездой, 451;
измерение расстояния до неё Хендерсоном, 442, 451

Церера, 231, 232, 238;
и метеориты, 404, 405

Метеорит Чако, 398

Чакорнак и лунный кратер Шиккард, 90

Корабль «Челленджер» и магнитные частицы в Атлантическом океане, 408

Профессор Чаллис, 326;
его поиски Нептуна, 327, 328, 331, 332

Мистер Чандлер и звезда Альгол, 485

Корабль Карла, 28
Чепстоу, приливы в этом месте, 538
Шезо – открыватель кометы 1744 года, 367
Чикаго, телескоп в обсерватории Йеркса, 16
Кладни и метеорит из Сибири, 392
Хром в Солнце, 50
Хромосфера, 54
Хронометры, проверяемые с помощью Луны, 80
Клеро и влияние планет на кометы, 342, 343
Клавийус, 91; его исследования спутников Юпитера, 267
Астрономические часы, 23
Звёздные скопления, 461–464
Кобальт в Солнце, 50
Комета Коджиа, 1874 год, 337
Цвет света и указание его источника, 46

Цвета, семь основных, 45
Колумбиада, 401
Колумб, 7
Кометы, 112, 149, 250, 336;
и спектроскоп, 355;
притяжение со стороны планет, 342, 360;
комета Биелы, 357;
комета Биелы и комета Андромеды, 390;
исследования Клеро, 342, 343;
комета Коджи, 337;
комета Коммона (1882 г.), 354;
связь с метеорными дождями, 388;
структура комет, 336;
наличие натрия и железа в кометах, 356;
комета Донати (1858 г.), 353, 358, 366;
эксцентриситет орбит комет, 360;
комета Энке, 344–352;
наличие углерода в кометах, 356, 367;
гравитация и кометы, 343, 348;
исследования Галлея по кометам, 341–344;
головная часть или ядро кометы, 337;
комета Лекселля, 370;
масса комет, 359;
движение комет, 336;
объяснения Ньютона относительно комет, 338;
непериодические кометы, 353–356;
комета 1531 года, 341;
комета 1607 года, 341;
комета 1681 года, 338, 339.

1682 год – 341;
1744 год (Чезо), 367;
1818 год – 345;
1843 год – 352;
1866 год – 388;
1874 год – 337;
1892 год – 355;
Происхождение – 369;
Параболические орбиты – 338–340, 360;
Периодическое возвращение – 338–341;
Форма – 336;
Размер – 337;
Без хвостов – 370;
Хвосты – 337, 361;
Исследования Бредичина – 365;
Исследования Чезо – 367;
Состав – 365, 369;
Конденсация – 369;
Электричество и кометы – 368;
Постепенный рост – 363;
Закон направления движения – 362;
Отталкивание Солнцем – 364;
Отталкивающая сила – 364, 368;
Различные типы комет – 365;
Исследования Теббутта (1881 г.) – 353;
Тонкость структуры комет – 357

Доктор Комон, создатель отражателей – 21;
Комета 1882 года и доктор Комон – 354;
Туманность в Орионе и доктор Комон – 469

Капитан Кук и транзит Венеры – 184

Звезда Копеланда и Шмидта, 489;
лунный кратер Тихо, 92;
спектры туманностей, 473;
транзит Венеры, 189

Коперник и Меркурий, 156;
подтверждение его теории благодаря открытию спутников Юпитера, 267;
его теория астрономии, 7;
лунный кратер, названный в его честь, 89

Медь в Солнце, 50

Cor scorpionis, 423

Корона Бореалис, 423, 488

Корона Солнца во время затмения, 62–64, 151

Корониум, 64

Котопакси и метеориты, 401

Рак, созвездие, 422

Крэбтри и транзит Венеры, 180

Полоса на Сатурне, 281

Кратеры на Луне, 83–85, 87–98

Критическая скорость, 103, 104, 237

Корона, 423

Криптограф Гюйгенса, 277

Цыгнь, β, 439

Цыгнь 61: годовая параллакса — 450; измерение расстояния до него Бесселем — 442, 446, 447; наблюдения Брюннова за этой звездой — 449; расстояние от Солнца до неё — 452; влияние этой звезды на окружающую среду — 452; двойная звезда — 446; измерения профессора А. Холла — 449; фотографические исследования профессора Причарда, посвящённые этой звезде — 449; собственное движение звезды — 446; наблюдения Струве за этой звездой — 448, 449; скорость движения звезды — 452

Цыгнь, 424

Кирилл, 92

Цисат и Пояс Ориона, 467

D

Линия D в солнечном спектре, 48

Дарвин, профессор Г.Х. и процессы эволюции под действием приливов, 531

Доус, профессор, и третье кольцо Сатурна, 281
Продолжительность дня и Луна, 542; приливы, 541
Деймос, 226, 558
Денебола, 423
Дифракция, 56
Диона, 559
Распределение цветов, 47
Астрономические расстояния, 558, 559
Дёрфель и кометы, 339
Звезда-собака (см. Сириус)
Малая Собака, 420
Комета Донати, 353, 358; хвосты кометы, 366
Парные звезды, 434–440
D Q, 236
Туманность Дракона, 470

Дракон, 415

Дрейпер, профессор, и туманность в Орионе, 469

Обсерватория Дансинк, 12, 184, 447, 449

Динамическая стабильность, 547; теория Ньютона, 214

Динамика и Земле-Луна система, 546

Динамика, основоположник — Галилео, 10

Орел, 424

Земля, древние представления о ней, 3; годичное движение Земли и кажущееся движение звезд, 507, 512; притяжение Юпитера, 319; притяжение кометы Энке, 350; притяжение при леонидных метеорах, 386; притяжение Сатурна, 319; притяжение Луны, 75, 497; притяжение Солнца, 496; осьмое вращение Земли, 558; каменноугольный период на Земле, 518; изменения климата на Земле, 518; состав Земли, 496.

взаимодействие атмосферы с метеорами, 377–379;
плотность атмосферы, 558;
диаметр атмосферы, 558;
расстояние от атмосферы до Марса, 213;
расстояние от атмосферы до Луны, 73, 558;
расстояние от атмосферы до Солнца, 31, 114, 184, 240, 265, 351, 512, 558;
энергия, образующаяся в результате вращения атмосферы, 540;
ранее атмосфера имела форму расплавленного шара, 200, 201;
геологические записи и атмосфера, 517;
ледниковый период на планете, 518;
гравитация и атмосфера, 204, 206, 207, 497;
тепло внутри атмосферы, 94, 197, 198, 251, 514;
способы измерения параметров атмосферы, 193–196;
увеличение массы атмосферы в результате падения метеорных тел, 408;
океаны на планете когда-то были в виде пара, 251;
когда-то планета находилась в непосредственной близости от Луны, 542;
орбита планеты, 114;
эллиптическая форма орбиты, 139;
изменение траектории движения планеты под влиянием Венеры и Марса, 319;
периодичность движения планеты, 558;
плоскость орбиты планеты, 309;
полюсная ось планеты, 196, 492–502;
положение планеты относительно Солнца и Луны, 76, 77;
прецессия и нутация полюсной оси планеты, 492–502;
радиус планеты, 193, 512;
вращение планеты, 75, 196, 200, 494, 496.

Форма: 192, 195, 197, 201, 207;
Размеры: по сравнению с Юпитером – 119; по сравнению с другими планетами – 119; размеры и масса по сравнению с Солнцем – 30; по сравнению с Луной – 74, 75;
Скорость: 115, 139, 146, 512; периодичность движения: 143;
Вулканические извержения на этой планете: 197; происхождение метеоритов: 405;
Масса: 202, 248; по сравнению с Сатурном – 271, 272.

Землетрясения и астрономические инструменты, нарушаемые ими: 24

Эксцентриситет эллипсов планет: 136, 211

Затмения спутников Юпитера: 261, 262, 265–267

Эллипс Луны: 77–80; эллипс Солнца: 53

Затмения и древние объяснения их происхождения: 6; расчеты периодичности затмений: 79, 80

Эклиптика: 5, 233; полюсы эклиптики: 493, 500, 505

Электрический свет: 44

Эллипс: 136

Эксцентриситет, 137;
Фокус, 137;
Открытия Кеплера относительно этого явления, 136, 138, 142–144, 505;
Форма орбиты планеты, 136;
Параллакс, 444;
Разнообразие форм орбит, 139

Энцелад, 559

Энке и расстояние от Солнца до Земли, 147, 184;
Его комета, 344–352

Комета Энке, 344–352;
Её приближение к Юпитеру, 349;
Её связь с Меркурием, 349;
Её связь со Солнцем, 346;
Уменьшение периода обращения кометы, 351;
Расстояние кометы от Меркурия, 347;
Влияние Земли на движение кометы, 350;
Влияние Меркурия на движение кометы, 348;
Нерегулярности в движении кометы, 347, 351;
Орбита кометы, 346;
Периодическое возвращение кометы, 351;
Расчёты фон Астена относительно кометы, 349–350

Энергия, обеспечивающая приливы, 539

Метеорит Энсисхайм, 393

Экваториальный диаметр, 196, 497;
Телескоп, 14

Эратосфен, 89

Эрос, 236

Вулканические извержения, 197

Вечерняя звезда, 109, 169

Структура глаза, 10

F

Полосы Солнца, 37

Огненные шары 1869 года, 375

Огненные шары, 374

«Звезды»-фиксы, 503

Флэмстид, первый Королевский астроном, 311;
его «Historia Cœlestis», 311

Фокус планетарной эллипсоиды, 137–139

Фомальхаут, 413

Фраунхофер, 478

Линии Фраунхофера, 48

Залив Фанди, приливы в нем, 538

G

Достижения Галилея, 10;
и спутники Юпитера, 267;
и кольца Сатурна, 273, 274;
и созвездие Плеяд, 418

Доктор Галле и Нептун, 328–330

Гассенди и транзит Меркурия, 164;
и транзит Венеры, 178;
лунный кратер, названный в его честь, 90

Гаусс и малая планета Церера, 232

Созвездие Близнецов, 303, 420

Падение звёзд Близнецов, 400

Геологи и ход времени, 453

Восточные геометры, 5

Развитие геометрии у древних, 6

Георг III и сэр У. Гершель, 299, 306

Дорога великанов, 407

Гилл, доктор Д., 27;
Юнона, 243;
малые планеты, 242;
параллакс звезды α Центавра, 451;
параллакс Марса, 214

Ледниковый период, 518

Закон гравитации, 122–149;
гравитация и двойные звезды, 437;
гравитация и прецессия, 497;
гравитация и ось вращения Земли, 495, 497, 499;
гравитация и параболическая траектория комет, 340;
гравитация и периодическое возвращение комет, 343;
гравитация и масса Земли, 203, 204;
иллюстрации на основе экспериментов, 123, 124, 127, 129–132;
открытие закона гравитации с помощью наблюдений за Луной, 108, 125;
влияние гравитации на спутники, 149;
влияние гравитации на звезды, 149;
влияние гравитации на приливы, 149;
успешное доказательство закона гравитации Леверье, 330;
открытия Ньютона, 125, 126, 147;
закон гравитации и Луна, 96;
универсальность закона гравитации среди небесных тел, 128, 373

Большая Медведица, 27, 28, 241;
структура созвездия, 410;
двойная звезда в созвездии Большой Медведицы, 438;
положение созвездия, 409, 411

Грин, мистер, и Марс, 220
Обсерватория Гринвича, 26, 311
Гриффитс, мистер, и Юпитер, 252
Гримальди, 90
Грабб, сэр Говард, 14
„Стражи“, 412
Путешествия Гулливера и спутники Марса, 228
Х
Наблюдения Хадли за Сатурном, 282
Холл, профессор Асаф, и спутники Марса, 225
Халли и периодичность комет, 341–343; и транзит Венеры, 180
Тепло и его роль в астрономии, 513; внутри Земли, 197–199, 514; Солнце, 515–526
Гелиометр, 243

Гелий, 55

Хендерсон и расстояние до α Центавра, 442, 451

Геркулес — звёздный скопление в нём, 269, 462

Геродот (лунный кратер), 90

Хершель, Каролина, 299, 465

Хершель, сэр Джон: речь перед Британской ассоциацией, 328; речь при вручении золотой медали Бесселю, 443; комета Биелы и он, 357; туманности и он, 464; письмо в журнал Athenœum о роли Адамса в открытии Нептуна, 330

Хершель, сэр Уильям: двойные звёзды и он, 435, 436; Сатурн и он, 279; спутники Сатурна и он, 295; императрица Екатерина и он, 301; движение Солнечной системы в направлении Лиры и он, 457; открытие спутника Урана им, 308, 309; открытие Урана им, 305, 308; ранняя жизнь, 299; дружба с сэром У. Уотсоном, 302; он сам изготавливает телескопы, 301

«Астроном короля», 307;
метод изготовления его телескопов, 302;
музыкальный талант, 299;
органист часовни Октагон в Бате, 300;
прощение за дезертирство от Георга III, 299;
страсть к астрономии, 300, 301;
отказ от музыкальной карьеры, 307;
теория созвездийных скоплений, 529;
исследования туманностей, 464–465, 529

Телескоп Гершеля, 19

Historia Cœlestis, 311

Хёди, 414

Комета мистера Холмса (1892 г.), 355

Хоррокс и прохождение Венеры, 179

Мистер Ховард и метеорит из Бенареса, 392

Сэр У. Хаггинс, 479, 483;
и туманности, 472

Гюйгенс и кольца Сатурна, 275–278;
открыл первый спутник Сатурна, 293

Гиады, 419

Водород в Сириусе и Веге, 479;
в Солнце, 50

Гигин, 93

Гиперион, 559

И

Иапет, 559

Иберы, 3

Инквизиция и Галилео, 10

Ирида, 242

Железо: пыль в арктических регионах, 408;
в Солнце, 50;
в метеоритах, 396;
спектр железа, 50

Й

Янссен, М., 34, 53;
и прохождение Венеры, 177

Юнона, 233, 238

Юпитер: древние исследования, 6;
и леониды, 386;
гравитационное притяжение Юпитера, 248;
осевое вращение Юпитера, 558;
пояса Юпитера, 252;

сияние, 257;
состав, 250;
покрыт атмосферой облаков, 253, 254;
плотность, 558;
диаметр, 247, 558;
расстояние от Земли, 110, 111;
расстояние от Солнца, 246, 558;
способность к обитанию, 257;
тепло, получаемое от Солнца, 256;
внутреннее тепло, 252, 256, 515;
отсутствие постоянных особенностей, 253;
отсутствие твердости, 248, 253, 254;
импульс, 554, 555;
затмение, 255;
орбита, 114, 115, 246;
траектория, искажаемая притяжением Сатурна, 316;
период обращения, 558;
планета, или «бродяга», 111;
красная пятно в 1878 году, 253;
оборот вокруг своей оси, 246;
вращение, 201, 202;
спутники, 247, 249, 257–261, 265, 559;
спутники и гравитация, 266;
спутники и коперниковская теория, 267;
тень от спутников, 257;
форма, 201, 202, 247, 252;
размер по сравнению с Землей, 19, 246, 248;
по сравнению с другими планетами, 114;
по сравнению с Солнцем, 114.

Штормы, 256;
Приливы, 555;
Вес, 248, 250;
И комета Энке, 350

К

Профессор Килер и кольца Сатурна, 288

Доктор Кемпф и скорость Солнца, 484

Кеплер и кометы, 360;
И законы движения планет, 10;
И метеоры, 386;
И орбита Марса, 209;
Объяснение его законов, 147, 148, 533;
Его открытие формы орбит планет, 136, 138;
Его первый закон движения планет, 138;
Лунный кратер, названный в его честь, 90;
Прогноз прохождения Венеры и Меркурия, 163, 178;
Второй закон, 141;
Третий закон, 142

Дети, 414

Кирхгоф и анализ спектров, 478

Профессор Кирквуд и движение спутников Сатурна, 296

Клинкерфюс, профессор, 390

Л

Лагранж и теория планетарных возмущений, 320–322; его предположение о жесткости планет, 531

Метеориты Л’Эгль, 392

Лаланд и Нептун, 332, 333

Лунные пейзажи, 98

Лейн, мистер Дж. Гомер, 522

Лаплас и теория туманностей, 526; его исследования спутников Юпитера, 266; его вклад в теорию планетарных возмущений, 320

Ласселл, мистер, и восьмой спутник Сатурна, 296; открыватель спутника Нептуна, 334

Закон всемирного тяготения (см. Всемирное тяготение)

Законы движения планет (см. Движение планет)

Свинец в Солнце, 50

Леджер, мистер, и Меркурий, 163
Лейбниц – лунные горы, названные в его честь, 93
Лемонье и Уран, 312
Созвездие Льва и падающие звезды, 380, 420
Леониды: влияние планет на них, 386; ширина потока леонидов, 387; изменение формы потока леонидов, 383; уменьшение числа леонидов, 385; огромное количество леонидов, 382; исторические записи об леонидах, 383; длина потока леонидов, 387; Леверье и причины появления леонидов в Солнечной системе, 388; скопление метеоров, связанное с леонидами, 382; периодическое возвращение леонидов, 382; связь леонидов с кометами; профессор Шиапарелли, 388
Звезда Льва γ: значение её скорости, 484
Влияние экваториальных выпуклостей на движение планет, 498
Леверье и Марс, 214; открытие Нептуна под руководством Леверье, 324–332; введение леонидов в Солнечную систему, 388; масса Меркурия по данным Леверье, 349

Комета Лекселля, 370
Либрация, 84
Обсерватория Лик, 16
Аберрация света, 503–512;
Скорость света, 261, 262, 265, 505, 512

Линней, 87, 94
Лев, 420, 421
Малый Медведь, 412
Малая Собака, 420
Ливий и метеориты, 393
Ллойд, проктор, 407
Локьер, сэр Норман, и Бетельгейзе, 482;
и солнечный свет, 52

Приливы в Лондоне, 538
Лувен, Ф. Терби, и Титан, 295
Лоуэлл, мистер, и Меркурий, 165
Лунные приливы, 548, 549
Расположение Солнечной системы относительно созвездия Лиры, 459

Лира, 424;
Туманность в области Лиры, 469

Лириды, 400

М

Медлер и лунные кратеры, 88, 90, 91

Облака Магеллана, 463

Цвет пламени от магния, 46;
В Солнце, 50

Магнетизм и связь с солнечными пятнами, 42

Марганец в Солнце, 50

Маральди и кольца Сатурна, 279

Моря на Луне: Кризий, 83; Фекундитатис, 83; Хьюморум, 83; Имбриум, 83, 98; Нектарис, 83; Нубиум, 83; Серенитатис, 83; Транквиллитатис, 83; Вапорум, 83

Марс: древние исследования, 6;

Видимость через телескоп, 218;
Атмосфера, 222;
Осевое вращение, 558;
Каналы на поверхности, 220;
Плотность, 558;
Диаметр, 558;
Расстояние от Земли, 213;
Расстояние от Солнца, 213, 558;
Гравитация на этой планете, 225;
Открытие Ле Верье, 214;
Маловероятность существования жизни на ней, 224;
Обозначения на поверхности, 218;
Движения планеты, 211–213;
Противостояние планеты, 209–211;
Орбита планеты, 116, 209, 210, 213;
Орбита планеты и законы Кеплера, 209;
Параллакс (1877 г.) и доктор Д. Гилл, 214;
Периодичность движений планеты, 558;
Планета или «бродяга», 111;
«Полярные шапки» на поверхности, 218, 219;
Близость к Земле, 110;
Восход и заход планеты, 209;
Вращение планеты, 218;
Спутники планеты, 225–228, 558;
Размер планеты по сравнению с другими планетами, 116, 216;
Приливы и отливы на планете, 551;
Вода и лед на поверхности, 219, 224

Император Максимилиан, 393

Тобиас Майер и Уран, 312

Измерение Земли, 193–196

Средиземное море, приливы в нем, 537

Ртуть, древние исследования её, 6;
время её открытия, 155–157;
атмосфера на Ртути, 166;
влияние Ртути на кометы, 347;
климат на Ртути, 163;
относительная близость к Земле, 111;
состав Ртути, 160;
форма Ртути — полумесяц, 160;
плотность Ртути, 558;
диаметр Ртути, 558;
расстояние от Солнца до Ртути, 151, 558;
жизнеспособность на Ртути, 163;
движение Ртути, 160, 161;
эллиптическая форма Ртути, 139, 161;
орбита Ртути, 114;
период обращения Ртути, 161;
периодические появления Ртути, 158;
периодичность движения Ртути, 558;
помехи в движении Ртути, 350;
Ртуть как планета или «бродяга», 111;
обращение Ртути, 165;
вращение Ртути и профессор Шиапарелли, 165;
размеры Ртути по сравнению с другими планетами, 116;
поверхность Ртути, 162;
транзит Ртути, 152;
транзит Ртути и наблюдения Гассенди, 164;

Прохождение планеты, предсказанное Кеплером, 163;
Скорость планеты, 162;
Масса планеты, 166, 349

Меридианная окружность, 22, 24

Каталог звезд Мессье, 529

Метеоры (см. Падающие звезды)

Метеориты, 391;
Гора Альбан, 393;
Древние упоминания о метеоритах, 392, 393;
Бенарес, 392;
Бутсура, 397;
Чако, 398;
Характеристики метеоритов, 397;
Описание обнаружения метеоритов в Сибири по данным Кладни, 392;
Состав метеоритов, 397–399;
Энсисхайм (1492 г.), 393;
Индуистские представления о метеоритах, 391;
Л’Эгль, 392;
Отсутствие связи метеоритов с кометами, 400;
Отсутствие связи метеоритов с звездными дождями, 400;
Оргьёль, 399;
Происхождение метеоритов, 400–408;
Овифак, 407;
Роутон, 395–396;
Уолд-Коттедж, 392

Микрометр, 86

Млечный Путь, 462–3, 474–6
Мимас, 559
Малые планеты, 229–244
Мира Цети, 430, 482
Мизар, 438, 486
Момент импульса, 552–554
Месяц из одного дня, 547
Луна: отсутствие воздуха на ней, 85, 99; отсутствие тепла на ней, 95; фактор, вызывающий приливы, 70, 535–537; древние открытия, связанные с Луной, 5; кажущийся размер Луны, 73; притяжение Луны к Земле, 75; яркость Луны по сравнению с яркостью Солнца, 71; изменения на Луне в течение месяца, 71, 74; карта поверхности Луны, 81; кратеры на Луне, 83, 84, 87–98, 514; плотность Луны, 558; диаметр Луны, 558; расстояние от Земли до Луны, 73, 75, 568; затмения Луны, 6, 77–80; иллюстрации закона всемирного тяготения, 96, 131, 133; ландшафты на Луне, 98; невозможность существования жизни на Луне, 99.

измерение высот гор и т. д., 85, 86;
микрометр, 86; движение, 75;
горы на нем, 83, 85, 88, 89, 91, 93;
фазы, 71, 76;
плоскость орбиты, 310, 500, 501;
поэты и художники и он, 72;
полюс, 500;
возможность выброса метеоритов, 402;
возможно, откололся от Земли, 543;
доисторические приливы на нем, 548, 549;
производит прецессию, 497–499;
близость к Земле, 73, 75;
удаление от Земли, 545;
относительное положение по отношению к Земле
и Солнцу, 76, 77;
оборот вокруг Земли, 75, 76, 558;
«моря» на нем, 82, 83;
тени от него, 85;
размер по сравнению с размером Земли, 74;
испытание для хронометров, 80;
рабство под влиянием земных приливов, 549;
безводный, 100;
погода не зависит от фаз, 82;
масса, 74

Законы движения планет, 138, 141, 142,
147, 148

Горы Луны, 83, 85, 93

Н

Насмит, мистер, и образование лунных кратеров, 95

Музей естественной истории, метеориты, 394

Морской альманах, 189

Низкие приливы, 538

Туманность в Андромеде, 469;
кольцевая туманность в Лире, 469;
туманности в Орионе, 269, 461, 466–469;
цвет туманностей, 468;
яркость туманностей, 468;
природа туманностей, 467;
планетарные туманности в Драконе, 470;
самый простой тип туманности, 528;
различные виды туманностей, 528

Туманности, 464–472;
процесс конденсации в туманностях, 528;
расстояния до туманностей, 464;
двойные туманности, 470;
работы Гершеля по изучению туманностей, 464–465, 528, 529;
количество туманностей, 466;
планетарные туманности, 470;
самосветящиеся туманности, 464;
самая маленькая туманность, большая по размерам, чем Солнце, 464;
спиральные туманности, 470

Теория туманностей, 526
Нептун, 112;
Исследования Адамса, 324–326, 332;
Наблюдения Чаллиса за Нептуном, 326–328;
Плотность Нептуна, 558;
Диаметр Нептуна, 333, 558;
Диск Нептуна, 332;
Открытие Нептуна (1846 г.), 315;
Расстояние Нептуна от Солнца, 334, 558;
Наблюдения Лаланде за Нептуном, 332, 333;
Расчеты Леверье, 324–332;
Момент импульса Нептуна, 554;
Орбита Нептуна, 117;
Период обращения Нептуна, 558;
Вращение Нептуна; характер вращения неизвестен, 333;
Спутник Нептуна, открытый мистером Ласселлом, 559;
Размеры Нептуна по сравнению с другими планетами, 119;
Парообразная атмосфера Нептуна, 333;
Масса Нептуна, 333

Ньюолл, мистер Г.Ф., и Капелла, 487;
Значения скорости звезд, 483

Ньюкомб, профессор, 9, 264, 267, 522

Ньютон, профессор, и метеорные дожди, 377, 384

Ньютон, сэр Исаак: открытие гравитации; подтверждение законов Кеплера, 144.

динамическая теория, 214;
иллюстрации его учения, 144–147;
закон всемирного тяготения и, 125, 126, 537;
параболический путь комет и, 338–340;
отражающий телескоп, 19;
масса Земли и, 203

Никель в Солнце, 50

Ниневия, астрономы её, 156

Норденшельд и метеорит Овифак, 407

Новая Лебедя, 431;
яркость, 454;
уменьшение яркости, 455;
расстояние до неё, 456;
параллакс, 455

Ноябрьские метеоры, 376, 377, 379

Нутация и Брэдли, 501

О

Оберон, 309, 559

Объективы, 11, 12, 14, 16, 19

Обсерватории, 9–28

Обсерватория на Мысе Доброй Надежды, 27;

Дансинк, 12, 184;
Гринвич, 26, 314;
Лик, 16;
Париж, 22;
Ураниборг, 10;
Вена, 14;
Вашингтон, 226;
Йеркс, 16

Затмение, 102, 215

Океан Бурь, 83

Телескоп для наблюдений, 27, 28

Противостояние Марса, 209

Орбитальный момент импульса, 552

Орбиты планет, 114, 115, 117;
размеры орбит, 139–143;
эллиптическая форма орбит, 138–140;
малые планеты, 232, 234, 239;
орбиты не являются точно круговыми, 135;
орбиты спутников Урана, 310;
Солнце как общая фокусная точка, 139

Метеорит Оргуй, 399

Орион, 4, 418

Пояс Ориона, 418, 467;
яркость пояса Ориона, 418;

Туманность In, 269, 461, 466–469

Орион, α, 418, 482

Орион, θ — многозвездная система, 318, 467

Метеорит Овифак, 407

P

Палиса и малые планеты, 234

Паллада, 233, 238

Параболический путь комет, 338–340

Параллактическая эллипса, 444

Параллакс, 181, 182, 214, 443; звезд, 507

Телескоп Парижской обсерватории, 22, 23

Большой квадрат Пегаса, 413, 414

Эффект «Пегготоп» и вращение Земли, 494

Маятник для определения силы притяжения Земли, 205

Пенумбра солнечной пятницы, 51

Перихелий, 163

Периодичность движения планет, 139–143, 558

Периодичность солнечных пятен, 41

Персеиды, 400

Персей, 415, 416, 429; рукоять меча, 462

Помехи в движении планет, 317–324, 346

Теория помех, 296

Петавий, 93

Питерс, профессор, и карты малых планет, 234; и искажение орбиты Сириуса, 427

Фазы Луны, 71, 76

Фобос, 226, 551, 558

Фотография и практическая астрономия, 25; и расстояние до звезды 61 Cygni, 449; доктор Робертс и туманность в Андромеде, 469; мистер Коммон и туманность в Орионе, 469; сэр У. Хаггинс и спектры туманностей,

473

Фотосфера, 37, 54

Физическая природа звезд, 477

Пиацци, открывший первый известный малый планет, 203

Пикеринг, профессор, 218, 220, 255, 265;
и Бетельгейзе, 482;
и планетарные туманности, 474;
и спутники Сатурна, 296;
и спектроскопические двойные звезды, 486, 487

Пико, 89

Движение планет, законы Кеплера, 138, 141,
142, 147, 148

Планетарные туманности, 470

Планетарные возмущения, 317–324

Планеты, древние представления о них, 2, 6;
приблизительное количество планет, 112;
они притягивают друг друга, 148, 317;
притягиваются кометами, 360;
закон Боде, 230;
сравнительные размеры планет, 118, 119;
расстояние от Земли до планет, 109–111;
расстояние от Солнца до планет, 558;
как отличить планеты от звезд, 111;

Нерегулярность движений, 317–324;
Теория жесткости Лагранжа, 531;
Свет от Солнца, 113;
Меньшие планеты, 229–244;
Орбиты четырех гигантских планет, 117;
Орбиты четырех внутренних планет, 114;
Фокус орбит находится в центре Солнца, 139;
Орбиты не являются идеальными кругами, 135;
Орбиты имеют форму эллипса, 136–138;
Происхождение планет согласно теории туманностей, 526;
Периодичность движения планет, 139–143, 558;
Относительные расстояния между планетами, 229;
Однородность направления вращения планет, 120, 322;
Скорость движения планет, 139–142, 144, 146, 237

Платон (лунный кратер), 89

Плеяды, 241, 416;
Невидимы летом, 416

Плиний, приливы и Луна, 535

Плуг, 28

Погсон, мистер, 390

Ориентиры в Большой Медведице, 28, 411

Полюсная ось, 196

Полярные шапки на Марсе, 218, 219

Полюс, расстояние от Полярной звезды;
уменьшение этого расстояния, 494;
высота полюса над горизонтом, 195;
движение полюса, 492;
близость к α Дракона, 494;
близость к Веге или α Лиры, 494

Полярная звезда, 194;
принадлежит к созвездию Малой Медведицы, 412;
расстояние от неё до небесного полюса, 412, 492, 494;
положение звезды, 411;
медленное движение звезды, 412

Поллукс, 420, 480;
скорость движения звезды, 484

Понс и комета 1818 года, 345

Посидоний, 87

Калий в Солнце, 50

Пресепе, 422

Прецессия и нутация оси Земли, 492–502

Проктор и звёзды в атласе Аргеландера, 476

Призма, 45; её аналитическая способность, 46

Причард, профессор, исследования в области звездной фотографии, 449

Процион, 420; скорость движения Проциона, 484

Выступы на Солнце, 53–59

Птолемей, его теория астрономии, 6; лунный кратер, названный в его честь, 92

Q

Квантиниды, 400

R

Радиус Земли, 193, 512

Радуга, 45

Рам, 420

Отражатели, 19, 21, 25

Преломление света в призме, 45

Преломляющие линзы, 11, 14, 16

Регул, 421, 479

Водохранилище, образованное приливными водами, 538

Сетчатка и телескоп, 10, 11

Рея, 559

Ригель, 418, 420, 480

Жесткость планет, 532, 533

Доктор Айзек Робертс и туманность в Андромеде, 469; и туманность в Орионе, 469

Рёмер и скорость света, 261

Планета Романс, 151–154

Телескоп Росса, 19, 20, 468, 470

Момент импульса вращения, 553

Профессор Роуленд и спектральные линии, 491

Роутон-сидерит, 395

Королевское астрономическое общество и Бессель, 442

Сапфо, 242

Спутники Юпитера, 249, 250, 257–261, 266, 559;
подтверждение теории Коперника, 267

Спутники Марса, 209, 225–228, 551, 558

Спутники Нептуна, 334, 559

Спутники Сатурна, 559;
открытия Бонда, 296;
открытия Кассини, 294;
расстояния, 559;
открытия Гершеля, 295;
открытие Гюйгенса, 293;
выводы Кирквуда, 296;
выводы Ласселла, 296;
движения, 296;
происхождение согласно теории туманностей, 526

Спутники Урана, 308, 309, 310, 559

Сатурн: древние исследования, 6;
гравитационное воздействие на Уран, 322;
осевое вращение, 558;
красота, 209;
сравнительная близость к Земле, 110;
плотность, 558;
диаметр, 271, 558

Расстояние от Солнца: 268, 271, 558;
Эллиптическая траектория движения: 271;
Доминирующая роль гравитации: 283;
Внутреннее тепло: 272, 515;
Леониды и этот объект: 386;
Низкая плотность: 272;
Момент импульса: 554;
Движение: 271;
Орбита: 117, 118;
Траектория движения, искажаемая притяжением Юпитера: 316;
Периодичность движения: 558;
Период обращения вокруг Солнца: 269;
Красота вида: 291;
Положение в Солнечной системе: 269;
Кольца: 269;
Открытие кольцев Бондсом: 280;
Открытие кольцев Кассини: 278;
Структура кольцев: 286;
Открытие кольцев Доусом: 281;
Открытие кольцев Галилеем: 273, 274;
Наблюдения за кольцами Хадли: 282;
Исследования кольцев Гершелем: 279;
Открытие кольцев Гюйгенсом: 275–278;
Измерение скорости вращения кольцев Киллером: 288;
Исследования кольцев Маральди: 279;
Скорость вращения кольцев: 285, 288;
Спектр кольцев: 291;
Рисунок кольцев Трувело: 278;
Спутники: 293, 294, 295, 296, 559;
Размер по сравнению с другими планетами: 119, 269, 272.

спектр, 291;
отличается по внешнему виду от Марса и Венеры,
269;
скорость, 271;
масса по сравнению с Землей, 272

Савари и двойные звезды, 436

Шеберле, г-н, и Марс, 224

Шайнер и значения скорости звезд,
483;
наблюдения за солнечными пятнами, 36

Шиапарелли, профессор, и Марс, 220;
и связь между метеорными дождями и кометами, 388;
и вращение Меркурия, 165

Шиккард, 90

Шмидт и новая звезда в созвездии Лебедя, 454, 489;
и кратер Линнея, 87;
и горы Лейбница, 93

Шрётер и кратер Посидоний, 87

Швабе и солнечные пятна, 40

Моря на Луне, 82

Чекки и звездные спектры, 479

Стая падающих звезд, 377;
размеры, 377

Падающие звезды (см. Звезды, падающие)

Серп, 421

Теория сидерического скопления сэра У. Гершеля, 529

Сидерит, Роутон, 395

Sinus Iridum, 83

Сириус: изменение его положения, 425;
спутник Сириуса, 427, 428;
исключительная яркость Сириуса, 110;
нерегулярности в движении Сириуса, 426;
размеры Сириуса превышают размеры Солнца, 110;
самая яркая звезда, 419;
периодическое появление Сириуса, 157;
собственное движение Сириуса, 425;
спектр Сириуса, 479;
скорость Сириуса, 426;
масса Сириуса, 427

Смит, профессор К.П., 493

Натрий: цвет пламени, образующегося при его горении, 49;
наличие натрия в Солнце, 50

Солнечная корона, выступы и т. д. (см. раздел «Солнце»)

Солнечная система, 107–121;
Коперниковское описание Солнечной системы, 7;
Влияние гравитации на Солнечную систему, 149;
Информация о Солнечной системе, полученная путем наблюдения транзита Венеры, 174;
„Остров“ во Вселенной, 121;
Малые планеты, 229–244;
Момент импульса, 554;
Движение Солнечной системы в направлении созвездия Лиры, 457;
Происхождение Солнечной системы согласно теории туманностей, 526;
Положение Сатурна и Урана в Солнечной системе, 297, 305

Сэр Джеймс Саут, 12

Спектры звезд, 479

Спектрогелиограф, 58

Спектроскоп, 43–56;
Обнаружение железа в Солнце с помощью спектроскопа, 50

Спектроскопические двойные звезды, 487

Анализ спектров, 47;
Темные линии в спектрах, 49, 50;
Газовые туманности, 474;
Линия D, 48, 49

„Speculum“ Россе, 20

Спика, 423, 487

Шпульки для регулировки микрометра, 86;
для наведения телескопов, 22.

Пятна на Солнце, 36–43;
связь с магнетизмом, 42;
циклы, 41;
продолжительность, 41;
эпохи максимума, 42;
движение, 36;
период вращения, 40;
наблюдения Шайнера, 36;
зоны, в которых они возникают, 39.

Звездные скопления, 461–464;
в созвездии Геркулеса, 462;
в созвездии Персея, 462.

Звезды, кажущееся движение из-за прецессии, нутации и аберрации, 504;
приблизительное количество звезд, 28;
аттракция звезд незначительна, 316;
каталоги звезд, 310, 311, 409, 431;
карты звезд, 325, 328;
круговое движение звезд, 505–507.

Расстояния до звезд, 441;
работы Бесселя, 442–449;
работы Хендерсона, 442;
методы измерения расстояний до звезд, 443–445;
работы Струве, 442, 448, 449;
эллипс параллакты, 444–449.

Звезды, двойные, 434;
Список Боде, 435;
Дополнения Бернхэма, 439;
Кассини, 434;
Гершель, 435, 436;
Измерения, 435, 436;
Орбитальное движение, 436;
Савари, 436;
Форма орбиты, 436;
Изменения цвета, 438

Звезды, эллиптическое движение, 506;
Гравитация и звезды, 149;
Как отличить звезды от планет, 111;
Физическая природа звезд, 477;
Вероятность наличия у звезд планетарных систем, 121;
Реальное и кажущееся движение звезд, 504;
Звезды как настоящие солнца, 32, 121

Звездные дожди, притяжение планет, 386;
Связь со кометами, 388–390;
Бесчисленное количество звезд, 372;
Размеры звездных дождей, 377;
Характеристики звездных дождей, 373;
Длина орбиты звезд, 387;
Орбита звезд, 378;
Постепенные изменения орбиты, 386;
Период обращения звезд, 384;
Периодическое возвращение звезд, 378, 379;
Ноябрьский звездный дождь 1866 года, 377, 379–380.

дождь метеоров в ноябре 1866 года и профессор Адамс, 384, 386;
дождь метеоров в ноябре 1866 года, излучение следов от созвездия Льва, 380;
дождь метеоров в ноябре 1872 года, 389;
дожди метеоров, 376;
дожди метеоров и профессор Ньютон, 377;
следы метеоров, 377;
превращение в пар под действием трения с атмосферой Земли, 374, 376;
скорость, 373, 386.

Звезды, спектры звезд, 479;
учение древних о звездах, 3;
температура звезд, 515;
временные звезды, 430, 488;
значения скорости звезд, 484;
переменные звезды, 429.

Стоуни, доктор Дж.Дж., 387.

Стронций, пламя, образующееся при его горении, 46;
стронций в Солнце, 50.

Струве, Отто, и расстояние до звезды Вега, 442, 447;
Струве, Отто, и расстояние до звезды 61 Лебедя, 448, 449.

Солнце и скорость света, 265;
кажущийся размер Солнца, видимый с планет, 117, 118;
Солнце как звезда, 32;
осевое вращение Солнца, 558.

по сравнению с Землёй, 29;
связь с сезонами, 4;
корона во время затмения, 62–64;
плотность, 65, 558;
диаметр, 558;
расстояние от Марса, 213;
расстояние от Сатурна, 271;
расстояние от Земли, 31, 114, 184, 240, 558;
затмение, 6, 53;
эллиптичность, 558;
пятна на поверхности, 37;
фокус орбит планет, 138;
постепенное теряние тепла, 95;
гранулы на поверхности, 34;
тепло и его источники, 515–526;
тепло, переносимое на Юпитер, 256;
малые планеты и оно, 240;
движение в направлении Лиры, 457;
теория туманностей о его тепле, 526;
фотографии, 34;
прецессия оси Земли, 497;
проминенции, 53–59;
связь с Луной, 71;
восход и заход, 2;
вращение, 40, 201;
размер, 29;
спектр, 48;
пятна, 36–43;
пятна и связь с магнетизмом, 42;
штормы и возмущения, 42, 43;
поверхность из газообразной материи, 34;
поверхность в пятнах, 34;

Учение ранних астрономов о нем: 3–7;
Температура: 30, 31, 516;
Структура поверхности: 34;
Приливы и отливы на его поверхности: 530;
Скорость вращения: 484;
Масса по сравнению с Юпитером: 250, 350;
Зодиакальный свет и он: 67;
Зоны на поверхности: 39

Откровения, связанные со лучами Солнца: 44

Лебедь: 424, 439, 445

Рукоять меча Персея: 462

Сиртис-Майор: 222

Телец – созвездие: 231, 419

Комета Теббутта: 353

Построение первого телескопа: 10;
Экваториальные телескопы (Дансинк): 12–14, 185;
Телескоп в Гринвиче: 26;
Телескопы Гершеля: 19;
Телескоп в Лике: 16, 19;
Телескопы в Париже: 22, 23;
Отражающие телескопы: 19, 21.

Преломление, 11, 14;
Россе, 19, 20, 468, 470;
Наблюдение за явлением преломления, 23;
Структура глаза иллюстрирует принцип преломления, 10;
Вена, 14–16;
Вашингтон, 226;
Йеркс, 16

Временные звезды, 430, 488

Тетис, 559

Феофил, 92

Приливы: фактическая энергия, исходящая от Земли, 539;
Приливы подвержены действию закона всемирного тяготения, 149, 535;
Приливы зависят от Луны, 70, 535–537;
Приливы в заливе Фанди, 538;
Приливы в Кардиффе, 538;
Приливы в Чепстоу, 538;
Приливы в Лондоне, 538;
Приливы на острове Святой Елены, 538;
Приливы вызваны действием Солнца, 537;
Формирование приливных течений, 538;
Приливы в Бристольском проливе, 538;
Приливы в Средиземном море, 537;
Приливы в срединной части океана, 538;
Юпитер и приливы, 552;
Длительность суток и приливы, 541;
Лунные приливы, 548, 549.

момент импульса и, 552;
нижняя фаза луны, 537;
вращение Земли и оборот Луны, 549;
спутники Марса, 551;
солнечные, 550;
весна, 537;
изменения в ней, 538;
потери энергии воды, 538;
совершаемая работа, 539

Олово на Солнце, 50

Титан, 294, 295, 559

Титания, 309, 559

Прохождение Меркурия, 152, 163, 164

Прохождение Венеры, 152;
капитан Кук, 184;
наблюдения Копеланда, 189;
наблюдения Крэбтри, 180;
наблюдения Гассенди, 178;
метод Галлея, 180, 181;
наблюдения Хоррокса, 179, 180;
значимость, 173;
прогноз Кеплера, 163;
наблюдения в Дансинке, 184–188

Прохождение Вулкана, 152–153

Триснеккер, 84, 93

Трувело, мистер Л., и кольца Сатурна, 278
Чермак и происхождение метеоритов, 400, 401
Тихо (лунный кратер), 91
Тихо Браге и обсерватория Ураниборг, 9, 10, 430
У
Тень солнечной пятницы, 51
Умбриэль, 309, 559
Неустойчивое динамическое равновесие, 543
Обсерватория Ураниборг, 10
Уран, 112; притяжение Сатурна к нему, 322; наблюдения Брэдли за Ураном, 312; состав Урана, 308; плотность Урана, 558; диаметр Урана, 308, 558; диаметр его орбиты, 305; структура Урана в виде диска, 308; открытие Урана Гершелем, 305, 308; расстояние Урана от Солнца, 558; форма орбиты Урана – эллипс, 313

Впервые принято за комету, 304;
Наблюдения Флэмстида, 311, 312;
Ранее считалось звездой, 311, 312;
Исследования с целью обнаружения планеты за пределами орбиты, 323–324;
Нерегулярное движение, 314, 323;
Наблюдения Лемонье, 312;
Леониды и это объект, 386;
Наблюдения Майера, 312;
Момент импульса, 554;
Орбита, 117, 310;
Периодичность движения, 558;
Период вращения, 312;
Вращение, 308;
Спутники, 559;
Открытие спутников Гершелем, 308;
Спутники с почти круговым движением, 309;
Периодические движения спутников, 309;
Плоскость орбит спутников, 309, 310;
Размер по сравнению с Землей, 308;
По сравнению с другими планетами, 119;
Подвержено действию других сил, кроме силы притяжения Солнца, 314

Большая Медведица (см. Большой Медведь)

V

Переменные звезды, 429

Вега, 414, 423, 424, 479;
Измерения Струве, 442

Скорость света: 261, 262, 265;
Законы, связанные со скоростью света: 511;
Скорость планет: 140–143, 146, 237;
Значения скорости звезд: 483–4

Венера: древние исследования: 6;
Аспекты Венеры: 171;
Атмосфера Венеры: 189;
Яркость Венеры: 168;
Плотность Венеры: 558;
Диаметр Венеры: 191, 558;
Расстояние Венеры от Солнца: 191, 558;
Пригодность Венеры для жизни: 173;
Движение Венеры: 168;
Венера как сосед Земли: 109;
Орбита Венеры: 114, 135;
Форма орбиты Венеры: 139, 191;
Период обращения Венеры: 558;
Венера как планета или «блуждающая звезда»: 111;
Вращение Венеры: 191;
Форма Венеры: 169;
Размеры Венеры по сравнению с другими планетами: 116, 169;
Поверхность Венеры: 171;
Транзит Венеры: 152, 176–190;
Значение транзита Венеры: 173;
Прогноз транзита Венеры Кеплером: 163;
Скорость и период обращения Венеры: 142, 143, 191;
Мнение древних о Венере: 157

Веста: 233, 238

Виктория, 242

Телескоп в Вене, 14–16

Дева, 423

Вогель и Альголь, 485;
и Спика, 486, 487;
и спектры звезд, 479, 483

Вулканическое происхождение метеоритов, 400;
извержения на Земле, 197

Кометы фон Астена и Энке, 349, 350;
и расстояние до Солнца, 351;
и масса Меркурия, 166

Вихревые кольца, 469

Вулкан, 152, 153;
и Солнце, 3

W

Варгентин, 90

Профессор Уотсон и Меркурий, 154

Сэр Уильям Уотсон, дружба с Гершелем, 302

Длины волн, 60
Погода, не зависящая от Луны, 82
Уилсон, мистер У.Э., и туманность в Орионе, 469
Витт, господин Г., и Эрос, 236
Метеорит Волд-Коттедж, 392
Райт, Томас, и Млечный Путь, 474

Й
«Год звезд», 377
Обсерватория Йеркса, Чикаго, 16
Янг, профессор: описание удивительных проявлений на Солнце, 42; о пятнах на Солнце, 38; наблюдения за магнитными бурями, 39

З
Земан, доктор, и спектральные линии, 491
Цинк на Солнце, 50
Зодиак, 5

Зодиакальный свет, 67
Зона малых планет, 234

Отпечатано издательством Cassell & Company, Limited, La Belle Sauvage, Лондон, E.C.

ПРИМЕЧАНИЯ:
[1] Однако следует отметить, что звезду никогда не видно садящейся, поскольку из-за нашей атмосферы она перестает быть видимой ещё до того, как достигает горизонта.

[2] «Популярная астрономия», стр. 66.

[3] Термин «край» используется астрономами для обозначения края или периметра видимого диска небесного тела.

[4] «Солнце», стр. 119.

[5] Часто утверждалось, что вспышка 1859 года, наблюдаемая Каррингтоном и Ходжсоном, сразу же была последована чрезвычайно интенсивной магнитной бурей, однако записи из Кью и Гринвича показывают, что магнитные возмущения в тот день были весьма незначительными.

[6] Один некомпетентный критик заметил, что сам поэт, по-видимому, сомневался в этом, поскольку дополнил сомнительные лунные лучи описанием «тускло горящей фонари». Более благосклонное, хотя и несколько оптимистичное мнение заключается в том, что «наступит время, когда доказательства, содержащиеся в этом стихотворении, превзойдут любые астрономические расчеты».

[7] Этот рисунок скопирован с разрешения с очень красивого изображения из книги господ Насмита и Карпентера; он является иллюстрацией XI. Точно так же другие изображения лунных пейзажей представлены на иллюстрациях VIII и IX. Фотографии были сделаны господином Насмитом на основе моделей, тщательно созданных по его чертежам для иллюстрации особенностей Луны. За последние двадцать лет фотография полностью заменила ручной рисунок при изображении лунных объектов. Парижская и Ликская обсерватории опубликовали длинные серии великолепных фотографий лунных пейзажей.

[8] На собрании Британской ассоциации в Кардиффе в 1892 году профессор Копеланд продемонстрировал модель Луны, на которой внешний вид полос вблизи полнолуния был идеально воспроизведен с помощью маленьких шариков из прозрачного стекла, прикрепленных к поверхности.

[9] Продолжительность затмения, или, другими словами, время, в течение которого Луна скрывает звезду, была бы немного меньше рассчитанного времени, если бы у Луны была атмосфера, способная существенно преломлять свет от звезды. Однако наши наблюдения пока не позволяют с уверенностью это утверждать.

[10] Мои знания по этой теме я обязан доктору Г. Джонстону Стоуни, члену Королевского общества. Существуют споры относительно того, кто первым выдвинул эту изящную и полезную концепцию.

[11] Расстояние, пройденное падающим телом, пропорционально произведению силы и квадрата времени. Сила изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния от Земли; следовательно, расстояние будет изменяться пропорционально квадрату времени и обратно пропорционально квадрату расстояния. Если же расстояние увеличить в шестьдесят раз, то время также должно увеличиться в шестьдесят раз, чтобы пройденное расстояние оставалось прежним.

[12] См. книгу Ньюкомба «Популярная астрономия», стр. 78.

[13] Недавние исследования Ньюкомба движения Меркурия показали, что гипотеза о наличии планеты или кольца очень маленьких планет между орбитой Меркурия и Солнцем не может объяснить разницу между теоретическими предсказаниями и наблюдаемыми данными относительно движения Меркурия. Харцер пришел к тому же выводу и показал, что фактором, влияющим на движение Меркурия, может быть материал Солнечной короны.

[14] «Солнце: его планеты и их спутники». Лондон: 1882 (стр. 147).

[15] Джеймс Грегори еще в книге по оптике, написанной в 1667 году, предложил использовать транзит Венеры в этих целях.

[16] См. журнал «Астрономия и астрофизика», № 128.

[17] См. журнал «Астрономия и астрофизика», № 128.

[18] Это изогнутая линия, которая на рисунке XVIII видна на долготе 290° к северу (то есть ниже) экватора. Как и на всех астрономических чертежах, север находится внизу, а юг — сверху. См. выше, стр. 82 (Глава III).

[19] В настоящее время директор обсерватории Лик.

[20] Гелиометр — это телескоп, в котором объектив разделен пополам по диаметру. Одна или обе половины могут перемещаться поперек с помощью винта. Каждая половина создает полноценный образ объекта. Измерения проводятся путем определения количества оборотов винта, необходимых для совпадения образа звезды, получаемого с одной половины объектива, с образом планеты, получаемым с другой.

[21] См. журнал «Астрономия и астрофизика», № 109.

[22] Справедливо будет добавить, что некоторые наблюдатели считают, что в исключительных обстоятельствах точки на поверхности Юпитера проявляли некоторую степень внутреннего свечения.

[23] Однако профессор Пикеринг из Кембриджа, штат Массачусетс, добился значительного улучшения в измерении убывания яркости спутника во время затмения с помощью фотометра. Ожидается, что результаты таких наблюдений будут ещё более точными.

[24] «Популярная астрономия Ньюкомба», стр. 336.

[25] См. Грант, «История физической астрономии», стр. 255.

[26] В настоящее время директор обсерватории Лик.

[27] Здесь мы не учитываем орбитальное движение Сатурна, в результате которого вся система перемещается к Земле или от неё, но поскольку это движение характерно как для шара, так и для кольцевидной структуры, оно не будет влиять на относительное положение трёх спектров.

[28] Согласно недавним измерениям профессора Барнарда, диаметр Титана составляет 2700 миль. Это спутник, открытый Гюйгенсом; он является шестым по счёту спутником планеты.

[29] Выдержка из книги «Три города России» К. Пиацци Смита, том II, стр. 164: «В 1796 году король Великобритании Георг III решил подарить императрице Екатерине Российской десятифутовый отражательный телескоп, созданный сэром Уильямом Гершелем. Императрица немедленно захотела проверить его возможности, и Румовский был вызван из Академии, чтобы отправиться в Царское Село, где в то время находился двор. Телескоп был разобран, и в течение восьми последовательных вечеров императрица усердно наблюдала за Луной, планетами и звёздами; кроме того, она изучала состояние астрономии в своих владениях. Тогда Румовский изложил императрице идею Академии о переносе её обсерватории, подробно объяснив необходимость и преимущества такого шага. „Семирамида Севера“, „Полярная звезда“ с благосклонностью рассмотрела все эти детали и тепло одобрила проект; однако смерть прервала её жизнь через несколько недель, не дав возможности осуществить этот план».

[30] См. книгу профессора Холдена «Сэр Уильям Гершель: его жизнь и труды».

[31] Араго говорит, что записи Лемонье представляли собой образ хаоса. Бувар показал Араго одно из наблюдений за Ураном, сделанное на бумажном пакете, который ранее служил для хранения порошка для волос.

[32] Первая комета 1884 года также внезапно усилила свою яркость, при этом чёткое дискообразное тело, которое до тех пор составляло её ядро, превратилось в тонкую точку света.

[33] Три числа 12, 1 и 1/4 практически обратно пропорциональны атомным массам водорода, углеводородного газа и железных паров, и именно по этой причине Бредихин предложил вышеупомянутый состав различных типов хвостов. Спектроскопических доказательств наличия водорода пока нет.

[34] Эта иллюстрация, как и рисунок траектории метеоров, была взята из интересной лекции доктора Г.Дж. Стоуни на тему «История ноябрьских метеоров», прочитанной в Королевском институте в 1879 году.

[35] 27 ноября 1885 года кусок метеоритного железа упал в Масапиле, в Мексике, во время звёздного дождя Андромеды, но неизвестно, являлся ли он частью этого потока. Однако следует отметить, что, как сообщается, метеориты падали ещё несколько раз в конце ноября.

[36] В 1664 году Хук заметил, что звезда Гамма Ариетис является двойной.

[37] Возможно, если бы мы могли наблюдать звёзды без вмешательства атмосферы, синие звёзды были бы более распространены. Атмосфера особенно влияет на зеленоватые и синеватые цвета. Профессор Лэнгли дает нам веские основания полагать, что само Солнце было бы синим, если бы не воздействие воздуха.

[38] Деклинация звезды — это дуга, проведённая от звезды до экватора под прямым углом к последнему.

[39] Расстояние до звезды 61 Лебедя было снова исследовано профессором Асафом Холлом из Вашингтона, который получил результат, значительно меньший, чем предполагалось ранее; с другой стороны, фотографические исследования профессора Причарда подтверждают результаты Струве и те, что были получены в Дансинке.

[40] Я благодарен господам De la Rue за этот рисунок.

[41] См. главу XIX о массе Сириуса и его спутника.

[42] Поскольку Земля перемещает телескоп со скоростью 18 миль в секунду, а свет движется со скоростью почти 180 000 миль в секунду, следовательно, скорость телескопа составляет примерно одну десятитысячную от скорости света. Пока свет проходит через трубу длиной 20 футов, телескоп сместится на одну десятитысячную от 20 футов — то есть на сороковую долю дюйма.

[43] См. книгу Ньюкомба «Популярная астрономия», стр. 508, где открытие этого закона приписывается господину Дж. Гомеру Лейну из Вашингтона. Теория сжатия принадлежит Гельмгольцу.

[44] Теория приливного развития, изложенная в этой главе, в основном основана на исследованиях профессора Г.Х. Дарвина, члена Лондонского королевского общества.

[45] Время различается в зависимости от местоположения: в Кале оно составляет 11:49; в Ливерпуле — 11:23; у залива Суонси — 5:56 и т. д.
[46] После того как мы определим единицы массы, угла и расстояния, которые будем использовать для измерения этих величин, любая масса, угол или расстояние будет выражаться в виде определенного числа. Так, если взять массу Земли в качестве единицы массы, угол, на который она движется за секунду, — в качестве единицы угла, а расстояние от нее до Солнца — в качестве единицы расстояния, то аналогичные величины для Юпитера будут выражаться числами 316, 0,0843 и 5,2 соответственно. Следовательно, его орбитальный момент импульса равен 316 × 0,0843 × (5,2)².

*** КОНЕЦ ЭЛЕКТРОННОЙ КНИГИ ПРОЕКТА ГУТЕНБЕРГ «ИСТОРИЯ НЕБЕС» ***

Обновленные версии заменят предыдущие — старые версии будут переименованы.

Создание произведений на основе печатных изданий, не защищённых законом США об авторском праве, означает, что никто не владеет авторскими правами на эти произведения в Соединённых Штатах, поэтому Фонд (и вы!) можете копировать и распространять их в США без разрешения и без уплаты роялти за авторские права. Для копирования и распространения электронных произведений Project Gutenberg™ действуют особые правила, изложенные в разделе «Общие условия использования» данной лицензии, чтобы защитить концепцию и торговую марку PROJECT GUTENBERG™. Project Gutenberg является зарегистрированной торговой маркой, и её нельзя использовать, если вы берёте плату за электронную книгу, за исключением случаев соблюдения условий лицензии на торговую марку, включая уплату роялти за использование торговой марки Project Gutenberg. Если вы не берёте никакой платы за копии этой электронной книги, соблюдение лицензии на торговую марку очень просто. Вы можете использовать эту электронную книгу практически в любых целях, таких как создание производных работ, отчётов, выступлений и исследований. Электронные книги Project Gutenberg можно модифицировать, печатать и раздавать — в Соединённых Штатах с электронными книгами, не защищёнными законом США об авторском праве, можно делать практически всё. Перераспространение подлежит условиям лицензии на торговую марку, особенно в коммерческих целях.

Начало: полная лицензия

ПОЛНАЯ ЛИЦЕНЗИЯ ПРОЕКТА ГУТЕНБЕРГ™
Пожалуйста, прочитайте её перед тем, как распространять или использовать этот материал.

Для защиты цели Проекта Гутенберг™, заключающейся в содействии свободному распространению электронных произведений, путем использования или распространения данного произведения (или любого другого произведения, связанного каким-либо образом с названием «Проект Гутенберг»), вы соглашаетесь соблюдать все условия Полной лицензии Проекта Гутенберг, доступной вместе с этим файлом или онлайн по адресу www.gutenberg.org/license.

Раздел 1. Общие условия использования и перераспространения электронных произведений Проекта Гутенберг

1.A. Читая или используя любую часть электронного произведения Проекта Гутенберг, вы подтверждаете, что ознакомились, поняли, согласились и приняли все условия настоящей лицензии и соглашения об интеллектуальной собственности (торговые марки/авторские права). Если вы не согласны соблюдать все условия настоящего соглашения, вы должны прекратить использование и вернуть или уничтожить все копии электронных произведений Проекта Гутенберг, находящиеся у вас. Если вы заплатили сумму за получение копии или доступа к электронному произведению Проекта Гутенберг и не согласны быть связанными условиями настоящего соглашения, вы можете получить возврат средств от лица или организации, которой выплатили сумму, как указано в пункте 1.E.8.

1.B. «Проект Гутенберг» является зарегистрированной торговой маркой. Её можно использовать только в контексте электронных произведений или в связи с ними лицами, согласными соблюдать условия настоящего соглашения. Существует несколько действий, которые вы можете совершать с большинством электронных произведений Проекта Гутенберг даже без соблюдения всех условий настоящего соглашения. См. пункт 1.C ниже. Множество действий можно совершать с электронными произведениями Проекта Гутенберг, если вы соблюдаете условия настоящего соглашения и способствуете сохранению свободного доступа к ним в будущем. См. пункт 1.E ниже.

1.C. Фонд литературного архива Проекта Гутенберг («Фонд» или PGLAF) владеет авторскими правами на сборник электронных произведений Проекта Гутенберг. Почти все отдельные произведения в этом сборнике находятся в общественном достоянии в Соединенных Штатах. Если отдельное произведение не защищено законом об авторских правах в Соединенных Штатах, и вы…

Мы находимся в Соединенных Штатах, поэтому не претендуем на право мешать вам копировать, распространять, исполнять, отображать или создавать произведения, основанные на данном произведении, при условии удаления всех упоминаний Project Gutenberg. Конечно, мы надеемся, что вы будете поддерживать миссию Project Gutenberg, направленную на обеспечение бесплатного доступа к электронным произведениям, путем свободного распространения произведений Project Gutenberg в соответствии с условиями настоящего соглашения, чтобы имя Project Gutenberg оставалось связанным с этими произведениями. Вы можете легко соблюдать условия настоящего соглашения, сохраняя произведение в том же формате вместе с прилагаемой полной лицензией Project Gutenberg при его бесплатном распространении среди других людей.

1.D. Законы об авторском праве в стране, где вы находитесь, также определяют, что вы можете делать с этим произведением. Законы об авторском праве в большинстве стран постоянно меняются. Если вы находитесь за пределами Соединенных Штатов, перед загрузкой, копированием, отображением, исполнением, распространением или созданием произведений, основанных на этом произведении или любом другом произведении Project Gutenberg, проверьте законы вашей страны наряду с условиями настоящего соглашения. Фонд не дает никаких гарантий относительно статуса авторских прав на какое-либо произведение в странах, отличных от Соединенных Штатов.

1.E. Если вы не удалили все упоминания Project Gutenberg:

1.E.1. Каждый раз, когда копия произведения Project Gutenberg (любого произведения, на котором указано «Project Gutenberg» или с которым связано это название), получает доступ, отображается, исполняется, просматривается, копируется или распространяется, необходимо четко указывать следующее предложение с активными ссылками или другими способами непосредственного доступа к полной лицензии Project Gutenberg:

Эта электронная книга предназначена для использования любым человеком в любой точке Соединенных Штатов и большинства других регионов мира бесплатно и практически без каких-либо ограничений. Вы можете копировать ее, передавать другим или повторно использовать в соответствии с условиями лицензии Project Gutenberg™, прилагаемой к этой электронной книге или доступной онлайн по адресу www.gutenberg.org. Если вы находитесь не в Соединенных Штатах, вам необходимо изучить законы страны, в которой вы находитесь, перед использованием этой электронной книги.

1.E.2. Если отдельное электронное произведение Project Gutenberg создано на основе текстов, не защищенных законом США об авторском праве (в нем отсутствует уведомление о том, что оно опубликовано с разрешения владельца авторских прав), то такое произведение можно копировать и распространять среди любых лиц в Соединенных Штатах без уплаты каких-либо сборов или платежей. Если вы перераспространяете произведение или предоставляете к нему доступ, при этом рядом с произведением или на самом произведении указана фраза «Project Gutenberg», вы должны соблюдать требования пунктов 1.E.1–1.E.7 или получить разрешение на использование произведения и торговой марки Project Gutenberg, как это указано в пунктах 1.E.8 или 1.E.9.

1.E.3. Если отдельное электронное произведение Project Gutenberg опубликовано с разрешения владельца авторских прав, то его использование и распространение должны соответствовать как требованиям пунктов 1.E.1–1.E.7, так и любым дополнительным условиям, установленным владельцем авторских прав. Дополнительные условия будут приведены в лицензии Project Gutenberg для всех произведений, опубликованных с разрешения владельца авторских прав; эта лицензия находится в начале данного произведения.

1.E.4. Не следует отделять или удалять полные условия лицензии Project Gutenberg из данного произведения, а также из любых файлов, содержащих часть этого произведения или любое другое произведение, связанное с Project Gutenberg.

1.E.5. Не следует копировать, отображать, исполнять, распространять или перераспространять это электронное произведение или любую его часть без явного указания фразы, приведенной в пункте 1.E.1, с активными ссылками или возможностью немедленного доступа к полным условиям лицензии Project Gutenberg.

1.E.6. Вы можете конвертировать это произведение и распространять его в любой двоичной, сжатой, форматированной, общедоступной или закрытой форме, включая форматы для обработки текста или гипертекста. Однако, если вы предоставляете доступ к копиям произведения Project Gutenberg или распространяете их в формате, отличном от «Plain Vanilla ASCII» или другом формате, используемом в официальной версии, размещенной на официальном сайте Project Gutenberg (www.gutenberg.org), вы должны, без каких-либо дополнительных затрат для пользователя, предоставить копию произведения в его первоначальном формате «Plain Vanilla ASCII» или в другом формате, а также средства для экспорта копии или получения копии по запросу. Любой альтернативный формат должен включать полные условия лицензии Project Gutenberg, как это указано в пункте 1.E.1.

1.E.7. Не взимайте плату за доступ к произведениям Project Gutenberg, их просмотр, отображение, исполнение, копирование или распространение, если только вы не соблюдаете положения пунктов 1.E.8 или 1.E.9.

1.E.8. Вы можете взимать разумную плату за копии электронных произведений Project Gutenberg, предоставление к ним доступа или их распространение при условии:

• Вы выплачиваете роялти в размере 20% от валовой прибыли, полученной от использования произведений Project Gutenberg, рассчитываемой с использованием того же метода, который вы применяете для расчета налогов. Эта сумма предназначена владельцу товарного знака Project Gutenberg, но он согласился передавать эти роялти Фонду литературного архива Project Gutenberg в соответствии с данным пунктом. Платежи по роялти должны быть произведены в течение 60 дней после каждой даты подготовки (или законодательно обязанной подготовки) вашей периодической налоговой декларации. Платежи по роялти должны быть четко обозначены как таковые и отправлены Фонду литературного архива Project Gutenberg по адресу, указанному в разделе 4 «Информация о пожертвованиях в Фонд литературного архива Project Gutenberg».

• Вы полностью возвращаете любые деньги, уплаченные пользователем, который письменно (или по электронной почте) уведомляет вас в течение 30 дней с момента получения произведения о том, что он не согласен с условиями лицензии Project Gutenberg™. Вы должны потребовать от такого пользователя вернуть или уничтожить все копии произведений, хранящиеся у него в физической форме, и прекратить любое использование и доступ к другим копиям произведений Project Gutenberg™.

• Вы полностью возвращаете любые деньги, уплаченные за произведение или его заменительную копию, если недостаток в электронном произведении обнаруживается и сообщается вам в течение 90 дней с момента получения произведения, в соответствии с положениями пункта 1.F.3.

• Вы соблюдаете все остальные условия настоящего соглашения, касающиеся бесплатного распространения произведений Project Gutenberg™.

1.E.9. Если вы хотите взимать плату или распространять электронные произведения Project Gutenberg™ или группу произведений на условиях, отличных от тех, которые указаны в настоящем соглашении, вы должны получить письменное разрешение от Фонда литературного архива Project Gutenberg, управляющего проектом.

Торговая марка Gutenberg™. Для связи обратитесь в Фонд в соответствии с положениями раздела 3 ниже.

1.F.

1.F.1. Волонтеры и сотрудники проекта Gutenberg прилагают значительные усилия для выявления, изучения авторских прав, транскрибирования и корректировки произведений, не защищенных законодательством США об авторских правах, с целью создания коллекции Project Gutenberg™. Несмотря на эти усилия, электронные произведения Project Gutenberg™ и носители, на которых они могут храниться, могут содержать «недостатки», такие как, но не ограничиваясь этим, неполные, неточные или поврежденные данные, ошибки в транскрипции, нарушение авторских прав или других прав интеллектуальной собственности, поврежденный диск или другой носитель, компьютерный вирус или компьютерные коды, которые портят данные или делают их недоступными для чтения на вашем оборудовании.

1.F.2. ОГРАНИЧЕННАЯ ГАРАНТИЯ, ОТКАЗ ОТ ОТВЕТСТВЕННОСТИ ЗА УЩЕРБ – За исключением «права на замену или возврат средств», описанного в пункте 1.F.3, Фонд литературного архива Project Gutenberg, владелец торговой марки Project Gutenberg™, а также любые другие стороны, распространяющие электронные произведения Project Gutenberg™ в соответствии с настоящим соглашением, отказываются от любой ответственности перед вами за ущерб, расходы и издержки, включая судебные издержки. Вы соглашаетесь с тем, что у вас нет прав на возмещение ущерба в случае халатности, строгой ответственности, нарушения гарантий или условий контракта, за исключением тех случаев, которые предусмотрены в пункте 1.F.3. Вы соглашаетесь с тем, что Фонд, владелец торговой марки и любые дистрибьюторы в соответствии с настоящим соглашением не будут нести перед вами ответственности за фактический, прямой, косвенный, последующий, казнительный или случайный ущерб, даже если вы уведомите их о возможности такого ущерба.

1.F.3. ОГРАНИЧЕННОЕ ПРАВО НА ЗАМЕНУ ИЛИ ВОЗВРАТ СРЕДСТВ – Если вы обнаружите недостаток в этом электронном произведении в течение 90 дней с момента его получения, вы можете получить возврат уплаченных средств (если таковые были) путем отправки письменного объяснения лицу, от которого вы получили произведение. Если произведение было получено на физическом носителе, вы должны вернуть его вместе с письменным объяснением. Лицо или организация, предоставившие вам поврежденное произведение, могут предложить заменить его на новый экземпляр вместо возврата средств. Если произведение было получено в электронном виде, лицо или организация, предоставившие его…

Вы можете решить дать вам второй шанс получить работу в электронном формате вместо возврата средств. Если вторая копия также будет иметь недостатки, вы можете потребовать возврата средств в письменной форме без дальнейших возможностей для устранения проблемы.

1.F.4. За исключением ограниченного права на замену или возврат средств, указанного в пункте 1.F.3, данная работа предоставляется вам «КАК ЕСТЬ», БЕЗ ЛЮБЫХ ДРУГИХ ГАРАНТИЙ ЛЮБОГО ВИДА, ПРЯМЫХ ИЛИ КАЖДЫХ, ВКЛЮЧАЯ, НО НЕ ОГРАНИЧИВАЯСЬ, ГАРАНТИЯМИ ПРИГОДНОСТИ ДЛЯ КОНКРЕТНЫХ ЦЕЛЕЙ.

1.F.5. В некоторых штатах не разрешается отказ от определенных косвенных гарантий или исключение/ограничение определенных видов убытков. Если какой-либо отказ или ограничение, указанные в настоящем соглашении, нарушают законы штата, применимые к этому соглашению, то соглашение должно толковаться таким образом, чтобы был обеспечен максимально допустимый по законам данного штата отказ или ограничение. Недействительность или невыполнимость любого положения настоящего соглашения не приводит к аннулированию остальных положений.

1.F.6. ОБЕСПЕЧЕНИЕ ОТВЕТСТВЕННОСТИ – Вы соглашаетесь защищать Фонд, владельца товарного знака, любых агентов или сотрудников Фонда, всех, кто предоставляет копии электронных работ Project Gutenberg™ в соответствии с настоящим соглашением, а также всех волонтеров, участвующих в создании, продвижении и распространении электронных работ Project Gutenberg™, от любой ответственности, затрат и расходов, включая судебные издержки, которые возникают прямо или косвенно в результате действий, совершаемых вами или приводящих к их возникновению: (а) распространения данной или любой другой работы Project Gutenberg, (б) изменения, модификации, добавления или удаления элементов в любой работе Project Gutenberg, а также (в) любых недостатков, вызванных вами.

Раздел 2. Информация о миссии Project Gutenberg

Project Gutenberg – это синоним бесплатного распространения электронных работ в форматах, читаемых самыми разными компьютерами, включая устаревшие, старые, среднего возраста и новые компьютеры. Он существует благодаря…

Усилия сотен волонтеров и пожертвования людей из самых разных слоев общества.

Волонтеры и финансовая поддержка, обеспечивающая им необходимую помощь, имеют решающее значение для достижения целей проекта Gutenberg и для того, чтобы коллекция проекта оставалась свободно доступной для будущих поколений. В 2001 году был создан Фонд литературного архива Project Gutenberg с целью обеспечения надежного и долгосрочного будущего проекта и будущих поколений. Чтобы узнать больше о Фонде литературного архива Project Gutenberg и о том, как ваши усилия и пожертвования могут помочь, ознакомьтесь с разделами 3 и 4, а также с информационной страницей фонда на сайте www.gutenberg.org.

Раздел 3. Информация о Фонде литературного архива Project Gutenberg

Фонд литературного архива Project Gutenberg — это некоммерческая организация типа 501(c)(3), созданная в соответствии с законодательством штата Миссисипи и получившая статус освобожденной от уплаты налогов от Управления внутренних доходов. Номер налоговой идентификации фонда — 64-6221541. Пожертвования в Фонд литературного архива Project Gutenberg могут быть вычтены из налогооблагаемой базы в полном объеме, предусмотренном федеральными законами США и законодательством вашего штата.

Адрес офиса фонда: 41 Watchung Plaza #516, Montclair NJ 07042, США, телефон: +1 (862) 621-9288. Ссылки на электронную почту и актуальную контактную информацию можно найти на веб-сайте фонда и на официальной странице www.gutenberg.org/contact.

Раздел 4. Информация о пожертвованиях в Фонд литературного архива Project Gutenberg

Проект Project Gutenberg™ зависит от широкой общественной поддержки и пожертвований для выполнения своей миссии по увеличению количества произведений, находящихся в общественном достоянии или лицензированных, которые могут распространяться в формате, читаемом компьютером, и быть доступными для самого широкого круга устройств.

Включая устаревшее оборудование. Многие небольшие пожертвования (от 1 до 5000 долларов) имеют особое значение для сохранения статуса освобождения от уплаты налогов в ИРС.

Фонд стремится соблюдать законы, регулирующие деятельность благотворительных организаций и пожертвования во всех 50 штатах Соединенных Штатов. Требования к соблюдению этих законов неодинаковы, и для их выполнения требуется значительные усилия, много бумажной работы и различных сборов. Мы не просим о пожертвованиях в тех регионах, где у нас нет письменного подтверждения соответствия требованиям. Чтобы отправить пожертвование или узнать статус соответствия требованиям для конкретного штата, посетите сайт www.gutenberg.org/donate.

Хотя мы не можем и не просим о пожертвованиях из тех штатов, где не выполнили требования к проведению таких призывов, мы не знаем никаких запретов на принятие непросроченных пожертвований от доноров из таких штатов, которые обращаются к нам с предложениями о пожертвованиях.

Международные пожертвования принимаются с благодарностью, но мы не можем давать никаких разъяснений относительно налогового режима пожертвований, полученных из-за пределов Соединенных Штатов. Уже одни только законы США создают огромную нагрузку на наш небольшой персонал.

Пожалуйста, ознакомьтесь с веб-страницами проекта Gutenberg, чтобы узнать актуальные способы и адреса для внесения пожертвований. Пожертвования принимаются и другими способами, включая чеки, онлайн-оплату и пожертвования через кредитные карты. Чтобы сделать пожертвование, посетите: www.gutenberg.org/donate.

Раздел 5. Общая информация о проекте Gutenberg — электронные произведения

Профессор Майкл С. Харт стал создателем концепции проекта Gutenberg — библиотеки электронных произведений, которые можно свободно делиться с кем угодно. В течение сорока лет он создавал и распространял электронные книги проекта Gutenberg, опираясь лишь на слабую сеть волонтерской поддержки.

Электронные книги проекта Gutenberg часто создаются на основе нескольких печатных изданий, все из которых подтверждаются как не защищенные авторским правом в США, если только…

Указание авторских прав присутствует. Следовательно, мы не обязаны поддерживать электронные книги в полном соответствии с каким-либо конкретным печатным изданием.

Большинство людей начинают свой путь с нашего веб-сайта, на котором имеется основной поисковик произведений проекта: www.gutenberg.org.

На этом сайте представлена информация о проекте Gutenberg, включая инструкции по пожертвованиям в Фонд литературного архива проекта Gutenberg, способы помощи в создании новых электронных книг, а также возможность подписаться на нашу электронную рассылку, чтобы быть в курсе появления новых книг.