Самая яркая «звезда» александрийского неба

В этой книге мы уже познакомились с результатами деятельности многих астрономов, как известных, так и тех, имена которых канули в лету. Еще за тридцать столетий до новой эры гелиопольские астрономы в Египте с поразительной точностью установили продолжительность года. Кудрявобородые жрецы-астрономы, наблюдавшие небо с вершин вавилонских зиккуратов, смогли начертить путь Солнца среди созвездий — эклиптику, а также небесные пути Луны и звезд. В далеком и загадочном Китае с высокой точностью измерили наклон эклиптики к небесному экватору.

Древнегреческие философы посеяли зерна сомнения относительно божественного происхождения мира. При Аристархе, Евклиде и Эратосфене астрономия, которая до того отдавала большую дань астрологии, начала систематизировать свои исследования, встав на твердую почву истинного познания.

И все же то, что сделал в области астрономии Гиппарх, значительно превосходит достижения как его предшественников, так и ученых более позднего времени. С полным основанием Гиппарха называют отцом научной астрономии. Он был чрезвычайно пунктуален в своих исследованиях, многократно проверяя выводы новыми наблюдениями и стремясь к открытию сути явлений, происходящих во Вселенной.

История науки не знает, где и когда родился Гиппарх; известно лишь, что наиболее плодотворный период его жизни приходится на время между 160 и 125 гг. до й. э. Большую часть своих исследований он провел на Александрийской обсерватории, а также на его собственной обсерватории, построенной на острове Самос.

Еще до Гиппарха теории небесных сфер Евдокса и Аристотеля подверглись переосмыслению, в частности, великим александрийским математиком Аполлонием Пергским (III в. до н. э.), но Земля по-прежнему оставалась в центре орбит всех небесных тел.

Гиппарх продолжил начатую Аполлонием разработку теории круговых орбит, но внес в нее свои существенные дополнения, основанные на многолетних наблюдениях. Ранее Калипп, ученик Евдокса, обнаружил, что времена года имеют неодинаковую продолжительность. Гиппарх проверил это утверждение и уточнил, что астрономическая весна длится 94 и ½ сут, лето — 92 и ½ сут, осень — 88 сут и, наконец, зима продолжается 90 сут. Таким образом, интервал времени между весенним и осенним равноденствиями (включающий лето) равен 187 сут, а интервал от осеннего равноденствия до весеннего (включающий зиму) равен 88 + 90 = 178 сут. Следовательно, Солнце движется по эклиптике неравномерно — летом медленнее, а зимой быстрее. Возможно и другое объяснение причины различия, если предположить, что орбита не круг, а «вытянутая» замкнутая кривая (Аполлоний Пергский назвал ее эллипсом). Однако принять неравномерность движения Солнца и отличие орбиты от круговой — это означало перевернуть вверх ногами все представления, устоявшиеся еще с времен Платона. Поэтому Гиппарх ввел систему эксцентрических окружностей, предположив, что Солнце обращается вокруг Земли по круговой орбите, но сама Земля не находится в ее центре. Неравномерность в таком случае лишь кажущаяся, ибо если Солнце находится ближе, то возникает впечатление более быстрого его движения, и наоборот.

Но как обосновать различие в расстояниях до Солнца летом и зимой? Гиппарх отмечал, что, во-первых, интервал времени весна — лето длиннее, чем интервал осень — зима. Во-вторых, видимый диаметр Солнца зимой больше, чем летом. Определяя расстояние Земли от центра солнечной орбиты, Гиппарх получил, что оно составляет 1/24 радиуса орбиты (как теперь известно, Земля обращается вокруг Солнца по эллиптической орбите с эксцентриситетом 0,017). Точку орбиты, в которой Солнце располагается ближе всего к Земле, Гиппарх назвал перигеем, наиболее удаленную точку — апогеем, а линию, соединяющую эти две точки, — линией апсид. Он составил специальные таблицы, позволяющие вычислить положение Солнца на орбите в любой день.

Великий александрийский астроном рассмотрел также вопрос о продолжительности года. В 135 г. до н. э. он провел наблюдения с целью уточнить моменты наступления солнцестояний и равноденствий, сравнил их с наблюдениями Аристарха Самосского, сделанными в 280 г. до н. э., и получил значение 365,25 сут минус 1/300 сут, т. е. 365 сут 5 ч 55 мин. Оно лишь немного отличалось от истинной продолжительности тропического года, равной 365 сут 5 ч 48 мин и 46 с.

Движение Луны тоже является достаточно сложным, скорость в течение месяца неодинакова, как и видимый диаметр нашего спутника. Гиппарх и к Луне применил свою теорию эксцентрических окружностей и составил соответствующие таблицы.

Он определил продолжительность синодического месяца, получив значение 29 сут 12 ч 44 мин и 2,5 с, которое лишь на 1 с меньше истинного. Гиппарх первым установил и наклон плоскости лунной орбиты и плоскости эклиптики — примерно 5°. Он же открыл, что узлы — точки пересечения лунной орбиты с эклиптикой — непрерывно перемещаются с востока на запад, совершая полный оборот за 18,6 г. В движении Луны есть еще два периода — драконический месяц и аномалистический месяц. Первый — это время между двумя последовательными прохождениями Луны через один и тот же узел своей орбиты. Его продолжительность с большой точностью установил Гиппарх (27,21 сут, что короче периода обращения Луны вокруг Земли, поскольку узлы перемещаются навстречу движению Луны). Второй — время между двумя последовательными прохождениями Луны через перигей орбиты. Гиппарх обнаружил, что линия апсид лунной орбиты подвижна и полный оборот совершает за 8,85 года.

Разобравшись таким образом в движении Луны, Гиппарх объяснил природу лунных и солнечных затмений и составил таблицы для их предсказания, которыми мог далее пользоваться любой астроном.

Однако для Гиппарха остались загадкой прямые и попятные движения планет, т. е. происхождение петель, которые планеты описывали на небе. Изменения видимого блеска планет (особенно для Марса и Венеры) свидетельствовали, что и они движутся по эксцентрическим орбитам, то приближаясь к Земле, то удаляясь от нее и соответственно этому меняя блеск. Но в чем причина прямых и попятных движений? Гиппарх пришел к выводу, что размещение Земли в стороне от центра орбит планет недостаточно для объяснения этой загадки. Спустя три столетия последний из великих александрийцев Клавдий Птолемей отметил, что Гиппарх отказался от поисков в этом направлении и ограничился лишь систематизацией собственных наблюдений и наблюдений своих предшественников. Любопытно, что во времена Гиппарха в астрономии уже существовало понятие эпицикла, введение которого приписывают Аполлонию Пергскому. Но так или иначе, Гиппарх не стал заниматься теорией движения планет.

Зато он успешно модифицировал метод Аристарха, позволяющий определить расстояние до Луны и Солнца. Пространственное расположение Солнца, Земли и Луны во время лунного затмения, когда проводились наблюдения, показано на рис. 59, воспроизведенном из старинной книги Н. Коперника «Об обращениях небесных тел». Во время затмения измерялся угловой диаметр отрезка QR, по которому Луна пересекает земную тень. Далее, зная угловые диаметры Солнца и Луны и используя простые соотношения углов, Гиппарх вычислил, что расстояние от Земли до Луны составляет 59 земных радиусов, а от Земли до Солнца — 1200 земных радиусов. Эти результаты довольно долго использовались в астрономии.

Гиппарх прославился также своими работами в области исследования звезд. Он, как и его предшественники, считал, что сфера неподвижных звезд реально существует, т. е. расположенные на ней объекты находятся на одинаковом расстоянии от Земли. Но почему тогда одни из них ярче других? Потому, считал Гиппарх, что их истинные размеры неодинаковы — чем больше звезда, тем она ярче. Он разделил диапазон блеска на шесть величин, от первой — для самых ярких звезд до шестой — для самых слабых, еще видимых невооруженным глазом (естественно, телескопов тогда не было). В современной шкале звездных величин различие в одну величину соответствует различию в интенсивности излучения в 2,5 раза.

В 134 г. до н. э. в созвездии Скорпиона засияла новая звезда (теперь установлено, что новые звезды представляют собой двойные системы, в которых происходит взрыв вещества на поверхности одного из компонентов, сопровождаемый быстрым увеличением блеска объекта, с последующим затуханием). Ранее на этом месте ничего не было, и поэтому Гиппарх пришел к выводу о необходимости создания точного звездного каталога. С необычайной тщательностью великий астроном измерил эклиптические координаты около 1000 звезд, а также оценил их величины по своей шкале.

Занимаясь этой работой, он решил проверить и мнение о том, что звезды неподвижны. Точнее говоря, это должны были сделать потомки. Гиппарх составил список звезд, расположенных на одной прямой линии, в надежде, что следующие поколения астрономов проверят, останется ли эта линия прямой.

Занимаясь составлением каталога, Гиппарх сделал замечательное открытие. Он сравнил свои результаты с координатами ряда звезд, измеренными до него Аристилом и Тимохарисом (современники Аристарха Самосского), и обнаружил, что эклиптические долготы объектов за 150 лет увеличились примерно на 2°. При этом эклиптические широты не изменились. Стало ясно, что причина не в собственных движениях звезд, иначе изменились бы обе координаты, а в перемещении точки весеннего равноденствия, от которой отсчитывается эклиптическая долгота, причем в направлении, противоположном движению Солнца по эклиптике. Как известно, точка весеннего равноденствия — это место пересечения эклиптики с небесным экватором. Поскольку эклиптическая широта не меняется со временем, Гиппарх сделал вывод, что причина смещения этой точки состоит в движении экватора (рис. 60).

Рис. 59. Иллюстрация модифицированного Гиппархом метода Аристарха, позволяющего определить расстояния между Землей (центр К), Солнцем (центр D) и Луной (центр М) (рисунок воспроизведен из книги Н. Коперника).

Рис. 60. Годовая величина прецессии — дуга γγ'.

Дальнейшие рассуждения Гиппарха состояли в следующем. Допустим, что Солнце начало свое движение по эклиптике 21 марта в 0 ч 0 мин 0 с. Одновременно с его перемещением на восток точка весеннего равноденствия будет сдвигаться на запад, поэтому Солнце вернется в эту точку (по отношению к звездам) раньше на интервал времени примерно 20 мин, и так каждый год. Это явление Гиппарх назвал прецессией, что означает «предварение равноденствий», и получил величину прецессии в эклиптике — 46'' за год. Теперь установлено, что истинное значение составляет около 50'', т. е. полный оборот по окружности совершается примерно за 26000 лет (360° : 50'' ≈ 26000). Обнаружение явления прецессии привело Гиппарха также к выводу, что тропический год — промежуток между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия — короче звездного года. Звездный (сидерический) год — время одного полного оборота Солнца вокруг Земли (в действительности, естественно, наоборот) — определяется по отношению к неподвижным звездам, и по данным Гиппарха его продолжительность составляет 365 сут 6 ч 9 мин. По современным данным год лишь на 10 с длиннее.

Таким образом, мы вправе удивиться необычайной логичности и строгости в научных исследованиях Гиппарха, а также их высокой точности. Французский ученый Деламбр, известный исследователь древней астрономии, так охарактеризовал его деятельность: «Когда окинешь взглядом все открытия и усовершенствования Гиппарха, поразмыслишь над числом его трудов и множеством приведенных там вычислений, волей-неволей отнесешь его к самым выдающимся людям древности и, более того, назовешь самым великим среди них. Все достигнутое им относится к области науки, где требуются геометрические познания в сочетании с пониманием сущности явлений, которые поддаются наблюдениям лишь при условии тщательного изготовления инструментов».