Объясняя мир. Истоки современной науки - Стивен Вайнберг

Эксцентр мог комбинироваться с другим математическим понятием, впервые использованным Птолемеем, – эквантом. Это попытка показать, как планета может двигаться по своей орбите с переменной скоростью, независимо от изменения скорости в результате движения по эпициклу. Можно себе представить, что мы, сидя на Земле, видим каждую планету, точнее, центр эпицикла каждой планеты, двигающийся вокруг нас с постоянной скоростью (например, столько-то градусов в день). Но Птолемей знал, что это положение не совсем подтверждается реальными наблюдениями. Вводя эксцентр, мы можем себе представить, что должны увидеть центры эпициклов планет, обращающиеся с постоянной скоростью не вокруг Земли, а вокруг центров деферентов планет. Увы, это тоже не работает. Вместо этого для каждой планеты Птолемей предложил то, что позже стало называться эквантом{120}, – точку, расположенную с противоположной стороны от деферента напротив Земли, но на таком же расстоянии от деферента, как и Земля. Он предположил, что центры эпициклов планет будут обращаться с постоянной угловой скоростью вокруг экванта. Тот факт, что Земля и эквант должны находиться на равном расстоянии от центра деферента, не выводился из основных философских постулатов. Расстояния были заданы как свободные параметры, а потом были подобраны те значения, при которых теоретические предсказания совпадают с результатами наблюдений.

Но между моделью Птолемея и наблюдениями все еще оставались значительные расхождения. Как мы увидим, когда будем говорить о Кеплере в главе 11, последовательное использование только одного эпицикла для каждой планеты в комбинации с эксцентром и эквантом как для Солнца, так и для каждой планеты, может позволить сымитировать реальное движение планет (в том числе и Земли) по эллиптическим орбитам. Эта имитация будет достаточно хороша, чтобы не противоречить наблюдениям, сделанным без телескопа. Но Птолемей не был последователен. Он не использовал эквант в описании предполагаемого движения Солнца вокруг Земли, и из-за этого упущения все предсказания движения планет путались, так как положение планет было связано с расположением Солнца. Как подчеркивал Джордж Смит{121}, это как раз и указывает на разницу между античной и средневековой астрономией и современной наукой: никто после Птолемея не ухватился за эти расхождения, чтобы попытаться создать теорию получше.

Луна представляла собой особую проблему: модель, которая хорошо подходит для движения планет и Солнца, не работает для Луны. Этого не понимали, пока не появились работы Исаака Ньютона, где объясняется, что движение Луны зависит от двух тел одновременно: Земли и Солнца, тогда как движение планет происходит под действием гравитации, в основном, одного тела – Солнца. Гиппарх предложил теорию, по которой Луна обращается только по одному эпициклу и которая неплохо описывала ее движение между затмениями, но, как выяснил Птолемей, эта модель не могла предсказать положение Луны на зодиакальном круге между затмениями. Птолемей смог исправить это упущение, создав более сложную модель, но в его теории появились другие проблемы: расстояние между Землей и Луной значительно варьировалось, но, по данным наблюдений за видимым размером Луны, этого не происходило.

Как уже упоминалось, в системе Птолемея и его предшественников наблюдение планет никоим образом не позволяло выявить размеры деферентов и эпициклов, можно было только исправить соотношение между их значениями для каждой планеты{122}. Птолемей заполнил этот пробел в «Планетных гипотезах» – работе, продолжившей «Альмагест». В ней он опирается на априорный принцип, возможно, заимствованный у Аристотеля, о том, что в системе мира не должно быть пустот. Каждая планета, точно так же как Солнце и Луна, должна занимать свою оболочку, которая простирается от минимального до максимального удаления этой планеты (или же Солнца или Луны) от Земли. Все эти оболочки должны быть заполнены. В этой схеме относительные размеры орбит планет, Солнца и Луны оказывались фиксированными в порядке их удаления от Земли. Кроме того, Луна находится достаточно близко к Земле, так что абсолютное расстояние до нее (в радиусах Земли) может быть оценено несколькими способами, в том числе методом Гиппарха, который мы обсуждали в главе 7. Сам Птолемей разработал метод параллакса: отношение расстояния до Луны к радиусу Земли может быть получено из значения наблюдаемого угла, между направлением в зенит и направлением на Луну, и рассчитанного значения угла, который мог бы получиться, если бы можно было наблюдать Луну из центра Земли{123} (см. техническое замечание 14). По мысли Птолемея, чтобы определить расстояние до Солнца и других планет, достаточно знать порядок расположения их орбит по отношению к Земле.

Таким образом, самую близкую к Земле внутреннюю орбиту занимает Луна, поскольку время от времени она закрывает Солнце и другие планеты во время затмений. Также естественно было бы предположить, что дальше всего от Земли находятся те планеты, которые имеют самый длинный период обращения вокруг Земли, – Марс, Юпитер и Сатурн находились именно в таком порядке от Земли. Но Солнце, Венера и Меркурий, как казалось, совершают в среднем один оборот вокруг Земли за год, поэтому порядок их расположения стал спорным вопросом. Птолемей предполагал, что порядок должен быть следующим: Земля, Луна, Меркурий, Венера, Солнце, затем – Марс, Юпитер и Сатурн. По расчетам Птолемея, расстояния до Солнца, Луны и планет, выраженные в диаметрах Земли, оказываются намного меньше, чем на самом деле, при этом для Солнца и Луны они практически совпадают (возможно, не случайно) с результатами, полученными Аристархом, о которых мы говорили в главе 7.

Различные усложнения – эпицикл, эквант и эксцентр – принесли астрономии Птолемея дурную славу. Однако не надо думать, что Птолемей просто упрямо усложнял свою систему, чтобы ошибочно представить Землю как неподвижный центр Солнечной системы. Эти усложнения, вдобавок к единственному эпициклу для каждой планеты и Солнца, движущегося без эпициклов, не имеют отношения к тому, вращается ли Земля вокруг Солнца или Солнце вокруг Земли. Они были необходимы из-за фактов, которые не были поняты до Кеплера: орбиты не являются правильными окружностями, Солнце не находится в центре этих орбит, а скорости планет не являются постоянными. Те же самые усложнения коснулись и первоначальной теории Коперника, который предполагал, что орбиты Земли и планет являются окружностями, а скорости – постоянными. К счастью, получилось очень хорошее приближенное решение, и даже самая простая версия теории эпицикла с одним эпициклом для каждой планеты и отсутствием эпицикла для Солнца работает гораздо лучше, чем гомоцентрические сферы Евдокса, Каллиппа и Аристотеля. Если бы Птолемей добавил только эквант и эксцентр для Солнца и каждой планеты, то расхождения между теорией и наблюдениями стали бы столь малы, что их невозможно было бы заметить доступными для того времени средствами.