Есть все основания полагать, что древние люди гораздо лучше нас знали расположение звезд на ночном небе; поэтому нет ничего удивительного в том, что их первые изображения датируются довольно ранним периодом. Одним из наиболее поразительных археологических открытий последних столетий стало обнаружение в высшей степени искусно исполненных наскальных рисунков, в особенности на юго-западе Франции и в Испании. Палеолитическая пещерная живопись была впервые открыта в 1856 г. в пещере Нио. Существовали большие сомнения по поводу происхождения этих рисунков, пока в другом месте не нашли бесспорно подлинные образцы подобных изображений. Пещера Ласко́, обнаруженная детьми в 1940 г., является одной из наиболее значительных палеолитических находок подобного рода. Она представляет собой впечатляющую коллекцию из более чем двух тысяч изображений, в основном животных (лошадей, быков и оленей), возраст которых, согласно радиоуглеродному анализу, составляет порядка семнадцати тысяч лет. Чаще всего изображались быки. Недавно один из таких рисунков вызвал особый интерес благодаря точкам, расположенным вблизи головы и плеч быка (ил. 1).

В отношении смысла этих точек высказывалось множество различных гипотез, и до сих пор ни одна из них не стала общепринятой. Некоторые специалисты утверждают, будто таким образом велся учет убитых животных во время удачной охоты, однако против этого свидетельствует то, что подавляющая масса костей в пещере – очевидно, являющихся остатками рациона древних охотников, – принадлежит скелету оленя. Гораздо более убедительно звучат разнообразные астрономические интерпретации, большинство из которых появилось в конце XX в. Например, точки на плечах быка напоминают по внешнему виду скопление Плеяды или даже наиболее яркие звезды в созвездии Телец; точки на его морде выглядят как скопление Гиады, также находящееся в Тельце. И Плеяды, и Гиады являются звездными скоплениями, легко различимыми в случае, если наблюдатель обладает хорошим зрением. Они привлекают внимание уже тем, что это скопления, а не одиночные звезды, и письменная история сохранила огромное количество упоминаний о них и в литературе, и в других видах искусства. Для обоснования астрономической интерпретации рисунка быка из пещеры Ласко́ было высказано немало необычных предположений. Рисунок пытались представить не столько как ранний образец зоологических изысканий, сколько как первый планетарий и даже как свидетельство высокой развитости людей эпохи палеолита. Рисунки животных этого периода исполнены высочайшего мастерства, большинство из них создавалось при сумеречном свете, а поскольку охота часто тоже проходила по ночам, кажется вполне естественным, что звезды и животные изображались вместе на одном рисунке. Включение Плеяд в группу звезд, известных нам как созвездие Телец, то есть бык, – ассоциативно угадываемого в V-образном расположении ярких звезд, предположительно, обозначающих его рога, – само по себе является интересным толкованием данного конкретного изображения. Оно хорошо соотносится с более общим утверждением, согласно которому ночное небо всегда было объектом пристального внимания. Сложно сказать об этом что-то более определенное ввиду недостаточности имеющихся у нас свидетельств.

1

На этом примере верхнепалеолитического пещерного искусства представлено одно из многочисленных изображений быков в пещере Ласкó (Франция). Пририсованные точки обычно интерпретируют как звезды. Пещера содержит более двух тысяч изображений, в основном – животных. Метод радиоуглеродного анализа датирует эту коллекцию пятнадцатым тысячелетием до н. э.

Вне всякого сомнения, Солнце и Луна были знакомы древним людям не меньше, чем звезды. Среди сохранившихся артефактов эпохи палеолита можно обнаружить костяные пластины с нацарапанными на них знаками, предположительно, свидетельствующими о ведении особого рода вычислений; насечки, разбитые по группам из тридцати или около того знаков, дают основание утверждать, что по крайней мере некоторые из этих артефактов использовались для ведения счета лунных дней (ил. 2). Можно предположить, что эти числовые серии каким-то образом связаны с женским менструальным циклом, но для охотников не менее значимым был сам лунный свет. Антропологи установили, что связь между охотой, сексуальными ритуалами и Луной, обнаруживаемая сегодня в Центральной Африке, возникла, скорее всего, не менее сорока тысяч лет назад. И даже если принять за основу гипотезу о связи этих насечек с лунным циклом, сложно высказать более или менее доказуемое предположение о том, как они использовались на самом деле. Имели ли они какое-либо практическое значение или служили только частью ритуала? Само стремление проводить такое различие является отличительной чертой нашей собственной ментальности.

2

Верхнепалеолитическая резьба по кости (период Мадлен, ок. 9000–15 000 лет до н. э.) из Ле-Мас-д’Азиля (Франция). Северные олени, дикие лошади (изображенные на приведенном рисунке) и бизоны – не редкость на подобного рода изображениях; однако на образцах часто встречаются ряды больших и малых отметин – предположительно, точно посчитанных. Они обнаруживаются по всей Европе и далеко за ее пределами – в России и даже в некоторых регионах Африки – и датируются примерно одним и тем же периодом. Костяные пластины подобного рода интерпретируют как охотничьи подсчеты, но Александр Маршак утверждает, что они служили для счета дней, распределенных по месяцам. Обнаженная фигура палеолитической Венеры из Лосселя (находящегося в том же регионе Франции) держит в поднятой руке рог с примерно таким же числом бороздок. Она не была охотницей, и это подкрепляет догадку о существовании связи между отметинами на роге и менструальным циклом.

Изображение групп звезд вряд ли можно назвать астрономией, хотя оно могло заложить традицию изустного пересказа преданий о небе. Ведение счета дней по Луне представляется более интеллектуальным занятием, однако можно ли называть такую деятельность «астрономической» – вопрос спорный. Кажется разумным ограничить это понятие действиями, опирающимися на некую рациональную систему, позволяющую, помимо прочего, осуществлять прогнозирование. Регистрация восходов и заходов Солнца, Луны и звезд на горизонте с помощью каких-либо материальных маркеров, равно как осознание того факта, что этими маркерами можно пользоваться ежедневно (для звезд) или в ходе сезонных изменений (для Солнца), является как раз той деятельностью, которую мы с полным правом можем назвать астрономической в строгом смысле этого слова. Вне всякого сомнения, такая деятельность началась в доисторическую эпоху и продолжалась вплоть до самого последнего времени. Если наблюдать с какого-нибудь выбранного места, то звезды каждый день, из года в год восходят и заходят в одних и тех же точках горизонта. (Конечно, в определенные сезоны эти восходы и заходы могут быть невидны для нас – это происходит, когда Солнце находится в таком положении относительно звезд, что период их видимости приходится на дневное время суток.) Мы можем легко пренебречь медленным смещением положений звезд, поскольку, когда используются горизонтальные маркеры, оно становится заметным только по истечении одного или двух столетий. С другой стороны, не вызывает сомнений, что осознание постоянства мест восхода и захода звезд, скорее всего, возникло в обществах, ведущих оседлый образ жизни, а не у охотников-собирателей.

Если смотреть из какой-то выбранной точки, то место восхода или захода Солнца на горизонте будет ежедневно меняться. Солнце восходит на востоке и садится на западе только в дни весеннего и осеннего равноденствий. Весной в Северном полушарии, по мере прибавления дня, точки восхода и захода Солнца постепенно продвигаются на север, достигая крайнего положения в день летнего солнцестояния. Затем они начинают смещаться на юг и, минуя положение осеннего равноденствия, достигают максимального отклонения в южном направлении в день зимнего солнцестояния. Затем точки восхода и захода Солнца опять начинают двигаться на север пока не достигнут положения весеннего равноденствия, после чего годовой цикл замыкается (ил. 3). Сам язык, с помощью которого мы описываем эти явления, содержит значимую информацию – например, день, когда имеет место равенство дня и ночи называется равноденствием. Очевидно, были времена, когда люди этого не знали, однако общее представление о циклическом движении точек восхода и захода, а также их связь с циклами природного развития, определенно, были знакомы людям с самых давних времен. Мы можем судить об этом по множеству доисторических археологических памятников, которые в большинстве своем ориентированы по точкам восхода и захода Солнца в середине лета и середине зимы. Какое значение придавалось такому поведению Солнца – вопрос гораздо более сложный, чем бесспорный факт его материальной фиксации в памятниках. Похоже, в некоторых культурах зимнее солнцестояние каким-то образом увязывалось с идеей смерти или возрождения (см. об этом ниже на с. 337). Как бы то ни было, разгар зимы и разгар лета обладали наибольшей важностью; равноденствия представлялись относительно малозначимыми для наших далеких предков.

3

Крайние положения восходов и заходов Солнца и Луны на географической широте 51° (Северная Британия) для эпохи 2000 лет до н. э. По понятным соображениям, экстремумы солнечных положений не меняются в течение долгих периодов времени, но крайние положения Луны флуктуируют между верхним и нижним пределами, как показано на рисунке. Направления зависят от нашего понимания восходов и заходов. В данном случае предполагается, что наблюдались моменты, когда верхний край солнечного или лунного диска появлялся на горизонте, и моменты, когда исчезал последний луч того или другого светила. Помимо этого, направления зависят от высоты местного горизонта, которая не может быть определена с достаточной точностью. На рисунке высота горизонта принята равной нулю. Но даже в этом случае линия равноденствий не в точности совпадает с направлением «восток-запад».

На начальных этапах ориентирования строений по небу направления задавались, похоже, не Солнцем и Луной, а восходами и заходами небольшого числа ярких звезд. По очень грубой оценке, в период с 4500 до примерно 3000 г. до н. э. места погребения людей представляли собой продолговатые могильные холмы – клинообразные места общего захоронения в форме протяженных земляных насыпей с канавами по бокам. Форма насыпей менялась от региона к региону. Можно обнаружить много индивидуальных отличий в холмах, сохранившихся на территории Британии, Ирландии, Северной Франции, Нидерландов, Германии, Дании и Польши; и все же у них есть нечто общее: все они обладают правильной геометрической формой, содержащей по меньшей мере один прямой угол. (См. внешний вид одного из многочисленных типов могильных холмов на ил. 4.) Они никогда не сооружались в виде беспорядочных земляных нагромождений. Их использование для захоронения умерших предполагало, скорее всего, ритуалы правильного уложения в могилу, но какие?

4

Исходная форма продолговатого могильного холма в Хейзлтон-Норте (графство Глостершир, Англия) – одного из многих типов английских продолговатых холмов. В данном случае внутренняя структура составлялась из каменных стен, образующих девятнадцать камер, две из которых представляли собой «дома мертвых». При необходимости можно было входить в них через двери, расположенные по бокам. В большинстве случаев дома мертвых располагались в головной части захоронения. Есть все основания полагать, что такие захоронения служили искусственным горизонтом для ритуальных наблюдений восходов и заходов наиболее почитаемых ярких звезд. Эти захоронения были обрыты траншеями, откуда, скорее всего, и велись указанные ритуальные наблюдения.

Есть все основания полагать, что создание этих памятников имело какое-то отношение к восходам и заходам звезд. Их связь с небом можно видеть уже в тщательном соблюдении правильных геометрических форм во всех трех измерениях при их возведении. Часто бывает очень сложно определить, где и когда та или иная звезда коснется горизонта, особенно если он скрыт за деревьями. Люди неолитического периода преодолевали эту трудность множеством различных способов, всякий раз демонстрируя высокую степень интеллектуальной одаренности и самоотдачи. Обычно продолговатые могильные холмы вписывались в ландшафт таким образом, что если смотреть вдоль склона, то луч зрения наблюдателя, плавно поднимаясь над скрытым местным горизонтом, указывал на какую-либо яркую звезду. Таким образом дальняя (от наблюдателя) сторона пологого холма образовывала искусственный горизонт. Помимо этого, продолговатые могильные холмы могли создавать искусственный горизонт и при наблюдении в перпендикулярном направлении; и это хороший аргумент в пользу возможного проведения наблюдений восходов и заходов из траншей, вырытых вдоль обеих сторон холма. Высота и направление холма подбирались с учетом движения одной из немногих ярких звезд.

5

Расположение продолговатых могильных холмов на равнине Солсбери в окрестностях Стоунхенджа на территории порядка семи километров в ширину. Можно не принимать во внимание стандартные обозначения захоронений (N9, N6 и т. д.), поскольку они даны по названию церковных приходов. Рисунок обнаруживает замечательную особенность могильных холмов: почти все они распределены по трем или четырем направлениям, и каждое из этих направлений указывает на восходы или заходы нескольких очень ярких звезд. То же самое справедливо для захоронений в соседних регионах, хотя избранные звезды часто различались, поскольку им приписывался тотемный характер. Обратите внимание на очевидную параллельность направлений, особенно в северной области. Она не могла быть достигнута средствами наземных измерений из‐за больших пространств, покрытых лесами и другими препятствиями между могильными холмами. При выравнивании двух тройных захоронений по ярким звездам параллельность достигалась автоматически. Заметьте, что не менее пяти направлений проходят через захоронение (A42), расположенное в самом конце Большого рва Стоунхенджа. Сейчас оно полностью разрушено, но его особая важность в те далекие времена не вызывает сомнений, поскольку звездным направлениям придавалась высокая значимость.

Люди неолитического периода возводили и другие памятники, в основном земляные, тоже обрытые траншеями, часто очень большого размера, руководствуясь аналогичными принципами выравнивания. Одним из примеров может служить большой ров Стоунхенджа, достигающий трех километров в длину, но едва выступающий из почвы в наши дни. Помимо этого, существует множество других вытянутых насыпных сооружений, обрытых канавами.

Мы не можем перечислить здесь все доводы, подтверждающие практику ритуального наблюдения звезд в неолитический период. Однако есть один пример, столь же простой, сколь и убедительный. На ил. 5 показано расположение продолговатых могильных холмов в области, прилегающей к району Стоунхенджа. Эти вытянутые погребения, вероятнее всего, предшествовали постройке самого Стоунхенджа. Поразительно то, что направления, вдоль которых расположены эти захоронения, указывают на несколько ярчайших звезд. (Сегодня они уже не дают точного совпадения, но разница может быть легко посчитана.) Очевидное совпадение направлений, особенно в северной части, не могло быть достигнуто средствами наземных измерений из‐за больших расстояний, да и вряд ли параллельность была самоцелью. Но поскольку холмы последовательно выстраивались в направлении ярких звезд, параллельность обеспечивалась автоматически.

На рубеже третьего тысячелетия до н. э. обнаруживаются явные свидетельства более внимательного отношения к Солнцу и Луне. В Северной Европе постепенно развивается новый стиль возведения кольцевых памятников, сообщающих солнцестояниям конкретное материальное воплощение. Стоунхендж является наиболее ярким образцом кольцевых памятников подобного рода, но было и множество других, изготовленных из бревен, сравнимых с ним по сложности, хотя и не столь грандиозных по инженерному замыслу. Сам Стоунхендж претерпел значительную эволюцию в течение более чем тысячи лет. Его современный, знакомый нам вид сформировался примерно за столетие до или сразу же после начала второго тысячелетия до н. э. Ил. 6 дает приблизительное представление о том, как выглядел этот памятник в его лучшие времена, а в настоящее время, к сожалению, он находится в плачевном состоянии. В течение почти тысячи лет составляющие его кольца то наращивались, то модифицировались; аналогичная работа велась во многих других регионах Британии и Северной Европы, хотя и не в таком грандиозном масштабе. Кольца, изготовленные из камней, служили более долговечной версией существовавших до этого бревенчатых кольцевых сооружений и в точности воспроизводили их П-образные перемычки (проемы). Стилизованная реконструкция такого бревенчатого памятника изображена на ил. 7. Это были уже не погребения, хотя на их территории обнаруживаются случайные одиночные захоронения. И все же в середине третьего тысячелетия можно встретить привнесенную в надгробную архитектуру технику изготовления кольцевых захоронений, так называемые круговые могильные холмы, которые затем окружались более поздними кольцевыми проемами, ориентированными по направлениям солнцестояний. Эти сооружения успешно функционировали в течение примерно тысячи лет, а в некоторых регионах Европы – гораздо дольше.

6

Приблизительная реконструкция общего вида наиболее крупных элементов памятника Стоунхенджа, как они выглядели к концу третьего тысячелетия до н. э. (по Э. Х. Стоуну, 1924)

7

Схематичная версия внешнего вида бревенчатого памятника Даррингтон-Уоллз-хендж (южное кольцо), восстановленного по размерам и глубине лунок, обнаруженных во время раскопок. Если идти со стороны протекающей неподалеку реки Эйвон (см. ил. 5) через проход, проделанный в насыпи со рвом, то можно выйти на главный вход (на рисунке он показан слева). Обследуя горизонт, можно заметить, что он искусственно возведен в виде громадной кольцевой насыпи, размером 0,5 километра в поперечнике, а потому его высота практически одинакова. Бревенчатые памятники подобного типа были распространены повсюду, и именно они создали контекст, в котором стало возможным появление в неолитическую эпоху каменных кольцевых памятников, подобных Стоунхенджу.

Перечисленные этапы развития доисторической астрономии важны для нас, поскольку они свидетельствуют о раннем союзе, возникшем между астрономией и геометрией. Например, ключом к пониманию кольцевых памятников является их сложная трехмерная структура. В горизонтальной проекции они могут выглядеть как концентрические круги или кольца из столбов, которые мы можем обвести правильным овалом. Однако их вертикальная проекция не менее важна, чем горизонтальная, и только совокупность ракурсов во всех трех измерениях позволяет нам достичь полного понимания. Существует огромное количество различных вариантов кольцевых памятников, но в каждом из них луч зрения в направлении крайних солнечных положений (в день летнего и зимнего солнцестояний) отмечен особым «окном», позволяющим поймать изображение Солнца посредством как минимум двух колонн – дальней и ближней или двух проемов, также дальнего и ближнего. В дни солнцестояний наблюдались не произвольные части солнечного диска, но (как правило) его верхний край в тот момент, когда первые лучи Солнца появлялись на восходе, и последняя угасающая вспышка во время заката.

Таким образом, указанная балочная структура перемычек может рассматриваться как искусственный горизонт, похожий на те, что были у продолговатых могильных холмов и других земляных сооружений, существовавших до этого. Наблюдения производились из тщательно подготовленных мест, зачастую расположенных в кольцевой траншее, окружающей памятник, но иногда и с насыпи, идущей по краю траншеи. Согласно расхожей версии, наблюдения летних солнцестояний в Стоунхендже производились из центра в направлении так называемого Пяточного камня. Однако это, скорее всего, не так. Позиция наблюдателя находилась на само́м Пяточном камне, вне сакрального пространства, и главный праздник приходился на закат Солнца в день зимнего солнцестояния, наблюдаемый сквозь узкий центральный коридор (ил. 8). Стоунхендж представляет собой каркас, внутри которого лучи могли наблюдаться в самых разных направлениях, как и в предшествовавших ему бревенчатых памятниках, однако вся совокупность тщательно разрабатываемых предыдущих планировок была лишь подготовительным этапом к тому, чтобы возвести прочное строение на фоне неба, рассматриваемого с правильно подобранной позиции, и Пяточный камень как раз и являлся таким местом. Созерцание последних лучей заходящего зимнего Солнца, наблюдаемого на фоне огромного темного сооружения, наверняка представлялось очень грустным зрелищем. Однако именно оно служило кульминацией детально проработанного ритуала, в котором Пяточный камень располагался в начале широкой аллеи таким образом, чтобы вид исчезающего Солнца в день зимнего солнцестояния точно попадал в окно, находящееся в центре памятника. Безусловно, в каком-то смысле это можно было назвать «вычислением», хотя оно не вполне совпадало с привычным для нас пониманием слова «астрономический» и не требовало ничего, кроме нескольких шаблонных диаграмм, снабженных устным комментарием. При проектировании часто использовалась стандартная единица длины, причем не только для горизонтальных измерений, но и для определения высоты столбов или камней. Ее размер был выведен Александром Томом из промеров относительно позднего каменного памятника; он назвал эту единицу мегалитическим ярдом (МЯ), хотя ее начали использовать задолго до эпохи крупных мегалитических (каменных) памятников. Есть основания полагать, что угловая высота Солнца над горизонтом определялась через отношение этих единиц. В Вудхендже, находящемся неподалеку от Стоунхенджа, располагается памятник, в состав которого входило шесть овалов из бревенчатых столбов, давно истлевших и не сохранившихся до наших дней. Вид этого памятника можно довольно точно восстановить по уцелевшим лункам, и, похоже, что наиболее оптимальный угол для наблюдения восхода Солнца в день зимнего солнцестояния составлял здесь отношение высоты к длине как один к шестнадцати. Сохранились свидетельства существования нескольких других простых соотношений, предназначенных для тех же целей.

Некоторые памятники содержат явные свидетельства интереса к Луне как к объекту наблюдения. Характер движения Луны имеет некоторое сходство с движением Солнца, но крайние положения ее восхода и захода определяются несколькими циклами, наиболее важным из которых является, конечно, месячный цикл. Не углубляясь в детали, можно сказать, что каждый месяц она достигает некоторых крайних точек, а эти положения могут рассматриваться как объект наблюдения со своими собственными движениями вдоль горизонта. Последние, в свою очередь, также достигают предельных точек. Вот эти-то абсолютные крайние отклонения, скорее всего, и привлекали интерес доисторических наблюдателей. Строго говоря, их нельзя назвать «абсолютными», поскольку они тоже меняют положение и могут рассматриваться как объекты наблюдения еще более высокого уровня, со своими собственными экстремумами (ил. 3). Высказывалось предположение, что людям бронзового века, начавшегося примерно в конце третьего тысячелетия до н. э., был известен даже этот третий уровень флуктуирующего движения. В Бретани, Британии и Ирландии существует более семисот зарегистрированных каменных рядов, или аллей, часть из которых ориентирована по звездам, другая – по Солнцу, а некоторые – по Луне. В Нидерландах, где камни встречаются редко, были найдены аналогичные ряды линий, состоявших из деревянных столбов. Поражающие воображение повторяющиеся ряды в Карнаке (Бретань) имеют много общего с такими же сооружениями в Шотландии, удаленными на расстояние более чем в тысячу километров; еще один пример, хотя и не столь впечатляющий, можно найти в Дартмуре, в Западной Англии, находящейся еще дальше от Карнака. Александр Том в мельчайших деталях изучил Карнакский регион и показал, каким образом линии визирования различных курганов и менгиров могли указывать на крайние положения Луны; некоторые из этих линий простираются вплоть до залива и морских бухт на юге департамента Морбиан. В центре этой протяженной системы находится огромный камень под названием «Великий разбитый менгир» («Le Grand Menhir Brisé») – сегодня расколотый на мелкие части, как и следует из его названия.

8

Геометрический план Стоунхенджа, построенный по нанесенным на карту сохранившимся камням. Ключ к пониманию памятника содержится в Пяточном камне. Если смотреть вдоль луча зрения, проходящего через Пяточный камень и центр памятника, то можно увидеть лучи заходящего Солнца в разгар зимы, освещающего силуэты других конструкций памятника со стороны центра. Как деревянные, так и каменные кольцевые памятники обладали каркасной структурой, легко пропускающей лучи любого направления, однако обычно существовало лишь несколько точек наблюдения, с которых эти памятники выглядели как величественные сооружения. Пяточный камень являлся как раз такой точкой. Рисунок на врезке отображает современный вид силуэта памятника, наблюдаемого с Пяточного камня, однако он не передает полного впечатления, поскольку многие столбы утрачены. Периферийное кольцо помечает положение так называемых лунок Обри (названных по имени их первооткрывателя Джона Обри), как-то связанных с первой фазой строительства памятника (ок. 3000 лет до н. э.). Четыре малых камня на периферийном кольце (так называемые «опорные камни»), изображенные на рисунке в углах большого прямоугольника, служили для определения крайних положений восхода и захода Луны.

Не вызывает сомнений, что крайние положения точек восхода и захода Луны довольно точно регистрировались, в том числе посредством более компактных ориентиров; это делалось не столько для создания более или менее сложной календарной системы, сколько по ритуальным и религиозным соображениям. Религиозная составляющая имела первостепенное значение. В Вудхендже нашли могилу трехлетней девочки; ее рассеченные останки, предположительно, свидетельствуют о ритуальном жертвоприношении. Три главных радиуса этого памятника проходят, как оказалось, через центр могилы ребенка. Линия восхода Солнца в день летнего солнцестояния образует прямой угол с могилой; линия восхода Солнца в день зимнего солнцестояния расположена почти под прямым углом к первому радиусу; а линия крайнего положения захода Луны на севере проходит в направлении, строго противоположном (в горизонтальной проекции) радиусу зимнего солнцестояния. Человек, владеющий азами астрономического знания, может заподозрить в этом какую-то ошибку; действительно, разве могут линии, указывающие на восходы и заходы Солнца и Луны, образовывать на широте Вудхенджа одинаковые направления? Ответ заключается в том, что если при возведении памятника подобрать соответствующие высо́ты искусственного горизонта, то направления (азимуты) радиусов могут быть приведены в точное соответствие. Именно это и сделали строители Вудхенджа, старательно приспособив постройку к могиле сакральной жертвы.

Можно очень долго рассказывать об интеллектуальных достижениях людей, живших на севере Европы в неолитический и бронзовый периоды. Мы много знаем об их чисто астрономических и геометрических открытиях, но не о том, как они использовали свои представления о небе в социальной и религиозной жизни. Среди звезд, привлекавших наибольшее внимание, были Денеб, место захода которого довольно точно совпадает с направлением на север; Ригель, находящийся в нижней части современного созвездия Орион; и Альдебаран, долгое время ассоциировавшийся с глазом Тельца. Жертвоприношения быков, вполне вероятно, как-то связывали с восходами и заходами Альдебарана. Мы не можем сказать с определенностью, всегда ли созвездие Телец воспринималось в виде быка. Возможно, что ранняя форма этого созвездия, вырезанная на склоне известнякового холма в местечке Уффингтон на севере Англии, предвосхитила его форму, дошедшую до наших дней. «Уффингтонскую белую лошадь» сложно отнести к какому-либо биологическому виду, но взошедшая над ней звезда Альдебаран, изображенная в виде расположенной неподалеку изогнутой тропинки, позволяет сделать это с достаточной определенностью. Другая меловая фигура этого периода вырезана на южном склоне холма в Уилмингтоне (Восточный Суссекс); она изображает человека и, похоже, соответствует нашему созвездию Орион, который, если смотреть на него из заданной точки к северу от изображения, будет шагать по склону, образуемому естественным горизонтом, по мере суточного движения небосвода.

Эти феномены рано или поздно заставляют задаться следующим вопросом. Точки восхода звезд меняются очень медленно, но в большинстве случаев это изменение становится заметным по истечении одного или двух столетий. Причиной является так называемое предварение равноденствий (прецессия), открытое – правда, в другой системе представлений – Гиппархом во II в. до н. э. На многих неолитических урочищах религиозные обряды проводились в течение более чем тысячи лет, и, несомненно, указанное медленное смещение должны были рано или поздно заметить. Это, конечно, не дает нам основания утверждать, что предварение равноденствий открыли, а тем более рассчитали в неолитический период. В начале XX в. имело популярность «пан-вавилонское» движение, и многие его последователи желали приписать указанное открытие культуре, существовавшей задолго до Гиппарха. Действительно, идея до-гиппархового обнаружения прецессии восходит к сочинениям по истории астрономии времен эпохи Просвещения. В конце XVIII в. такие авторы, как Жан Сильвен Байи и Шарль Франсуа Дюпюи, пытались показать, что все религии, и в особенности христианство, уходят своими корнями в астрономию, или, скорее, в астрономическое мифотворчество. Однако нет никаких свидетельств, подтверждающих идею, согласно которой кто-то, живший до Гиппарха, во-первых, заметил медленное смещение звездных положений и, во-вторых, точно описал его с использованием астрономической системы координат. Как мы покажем ниже, Гиппарх открыл приращение эклиптической долготы звезд при сохраняющейся эклиптической широте.

9

Одна из сторон Трундхольмского диска (справа дается изображение диска, водруженного на модель конной колесницы), датируемого примерно XIV в. до н. э. Обратная сторона выглядит очень похоже, но бо́льшая ее часть покрыта слоем золота с впечатанным в него орнаментом. Полная длина находки около 60 сантиметров. Укажем на одну замечательную технологическую особенность: колеса и оси изготовлены целиком из бронзы, а лошадь и то, что, предположительно, является солнечным диском, содержат глиняную сердцевину. Модель была обнаружена в 1902 г. крестьянином во время распашки осушенного болота в Трундхольме (Дания). В настоящее время эта находка является экспонатом Национального музея в Копенгагене.

10

Диск из Небры (Германия). Время происхождения ок. 1600 г. до н. э. Сделан из бронзы с золотыми вставками (светлые области), имеет примерно 32 сантиметра в диаметре. Отсутствующая слева золотая полоска зеркально повторяла правую. Эти две дуги дают хорошее совпадение с дугами горизонта, покрываемыми восходами и заходами Солнца в ходе годового движения в том месте, где был найден диск. Очевидна его связь с некоторыми верованиями, так или иначе соотносившимися с небом; изображения Солнца и звезд легко отождествляются. Серп может обозначать Луну или Солнце во время затмения.

Сделано немало попыток реконструкции системы верований людей, живших на севере Европы и создавших эти удивительные астрономические памятники. Они основывались преимущественно на сохранившихся артефактах, но также и на более поздних письменных источниках – например, римских летописях о друидах и ранней скандинавской литературе. Эти попытки столь же многочисленны, сколь и неочевидны, но скандинавский материал часто бывает интересен сам по себе. Есть множество свидетельств, указывающих на существование культов Солнца и Луны, и не все они однозначно выводятся из ориентации и планировки больших памятников. Одной из наиболее интересных находок, сделанной в 1902 г. в Трундхольме (о. Зеландия, Дания) и относящейся к бронзовому веку, является конная повозка с диском, датируемая примерно XIV в. до н. э. (ил. 9). Ее связь с солярной символикой очевидна. Несколько примитивных наскальных рисунков в Швеции, относящихся к тому же периоду, также содержат изображение Солнца, увлекаемого лошадьми. Сравнимое по значимости открытие из той же эпохи сделано в Германии; находка представляет собой бронзовый диск диаметром 32 сантиметра, покрытый золотыми вставками, некоторым образом связанными с небом (ил. 10). Его нашли неподалеку от Небры, точнее в поселке Миттельберг, на небольшом холме в Цигельродском лесу между Халле и Эрфуртом в конце XX в. Он известен сегодня как диск из Небры. Скорее всего, он был найден в яме, оставшейся на месте укрепленного района периода бронзового века, первоначально огороженного и окруженного сложной системой оборонительных рвов. Сложно сказать что-то более определенное об обстоятельствах его обнаружения, поскольку его обнаружили черные копатели, и детали истории этой находки ретроспективно восстановили благодаря операции внедрения, проведенной археологом, которому предложили купить этот диск.

Форма золотых вставок на диске из Небры допускает три способа толкования. Точки, их число равно 32, скорее всего, обозначают звезды и, возможно, включают Плеяды, состоящие из семи звезд. Легко отождествляются Солнце и серповидная Луна, хотя золотой серп может в такой же мере обозначать солнечный диск во время затмения. Высказывались даже предположения, что и серп, и полный круг являются изображениями Луны, несмотря на то что они изготовлены из золота. Третий тип фигур – золотые дуги по краю диска (одна утрачена) – с высокой долей вероятности обозначают горизонт, на котором наблюдались сезонные изменения восходов и заходов Солнца. (Сравните ил. 3 с боковыми украшениями на ил. 10. Можно заметить довольно точное совпадение диапазонов восхода и захода на широте Миттельберга, не сильно отличающейся от широты Стоунхенджа, хотя у нас нет возможности учесть высоту горизонта.) Кроме того, имеются углубления, идущие по краю диска, также нуждающиеся в объяснении, – или не нуждающиеся, если они сделаны исключительно в декоративных целях. По поводу диска из Небры высказана масса экстравагантных гипотез. Одни имели целью доказать некоторое его превосходство над достижениями Древнего Египта; другие – что он предвосхитил технические приемы, используемые в вавилонском календаре. Нижнюю кольцевую дугу интерпретировали как Солнечную лодку, частично по аналогии с наскальными рисунками в Северной Европе, но также с учетом египетской символики. Датируемый XVI в. до н. э., он, вне всякого сомнения, обладает столь же древним происхождением, как и солярные памятники, где систематически наблюдались восходы и заходы Солнца и Луны; но, похоже, он всего лишь подтверждает факты, известные задолго до его обнаружения, а именно что люди Северной Европы, жившие в эпоху бронзового века, с серьезнейшим вниманием относились к небесным явлениям.

То же самое справедливо в отношении людей, живших в южных регионах Европы и в Средиземноморье, хотя у них были совсем другие традиции, и сохранившиеся памятники гораздо сложнее интерпретировать. Если возникает догадка об использовании звезд, то обычно бывает трудно определить метод их наблюдения. Например, наблюдатели, возможно, регистрировали восходы или заходы звезд (эти горизонтальные направления не меняются от ночи к ночи), прислонившись спиной к ровной стене или мегалиту. При проверке таких гипотез точность измерений настолько мала, что редко бывает убедительной, за исключением случаев, когда возможно применить статистические расчеты. Хороший пример преодоления такого рода затруднений – 452 башни нураги в Сардинии (часто образующие башенные комплексы), построенные во втором тысячелетии до н. э. из больших, в основном необработанных камней и до сих пор возвышающиеся над местностью. По поводу каждой из этих башен в отдельности нельзя сказать ничего определенного, однако после статистической обработки становится ясно: входы и коридоры большинства башен сориентированы по Солнцу и, возможно, по Луне. Кроме того, особое внимание уделялось звездам α и β Кентавра, а также созвездию Южный Крест. Высказывалось предположение, также основанное на обработке статистических данных, будто народ, живший в чуть более поздний период и построивший святилища таула на острове Менорка, ориентировал их по тем же звездам. Т-образные мегалиты на Менорке, составленные из огромных камней, воздвигнутых на массивные колонны еще большего размера, тщательно обработаны, но каждый из них в отдельности не позволяет произвести каких-либо точных измерений.

Ситуация становится проще, когда памятник изготовлен из обтесанных камней, задающих правильные направления на Солнце в дни солнцестояний так, чтобы пространство внутри постройки освещалось через специально проделанные для этого проемы. Прекрасный пример подобного рода можно найти в Ньюгрейндже (Ирландия). Он представляет собой большой могильный курган размером примерно 75 метров в ширину и 9 метров в высоту. Памятник обладает внутренней структурой и окружен каменной стеной, имеющей проход на юго-восточной стороне. Проход был вскоре завален, но, даже будучи заваленным, он мог пропускать свет через щель, оставшуюся в его верхней части. В день зимнего солнцестояния (а также в течение нескольких дней до и после него) лучи восходящего Солнца попадали в щель и, пройдя через коридор длиной примерно 19 метров, освещали широкий центральный зал, где покоились останки усопших. Не самое приятное зрелище для тех, кто еще полон жизни, если не принимать во внимание, что речь идет о древнейшей истории, порядка трех тысяч лет до н. э.

Такие освещенные проходы, вполне вероятно, существовали повсеместно. Например, на средиземноморском острове Мальта находятся удивительные мегалитические памятники, относящиеся к тому же периоду, но выстроенные в абсолютно другом архитектурном стиле – изысканные дверные проемы, ведущие через коридоры внутрь овальных залов; отдельным залам старательно придавалась форма клеверного листа. Ориентация дверных проемов послужила основанием для множества соображений по поводу их астрономического предназначения. Некоторые из них, похоже, ориентированы на восходы или заходы Солнца в дни солнцестояний, но есть и нетривиальные постройки, не столь однотипные, как монокоридорный памятник в Ньюгрейндже. Примером может служить план храмового комплекса Мнайдра, изображенный на ил. 11. К сожалению, бо́льшая часть камней, образующих его верхний уровень, утрачена, однако самый грандиозный из всех мальтийских неолитических храмовых комплексов в Хаджар-Ким (ил. 12), разделенный на шесть секций, возможно, позволял наблюдать крайние южные (а может быть, и северные) направления точек восхода и захода Луны. Причина особого интереса к этим памятникам заключается в том, что на фрагменте известняковой плиты, найденном в Таль-Кади, происхождение которого, как и остальных упомянутых здесь мальтийских храмов, датируется (с точностью до столетия) 2900 г. до н. э., сохранились начертания заведомо астрономических символов (ил. 13). Фрагмент разделен на пять секторов, четыре из них содержат изображения звезд с несколькими короткими штрихами, а пятый – одиночное изображение серпа, предположительно лунного. Если бы не образы ночного неба, то можно предположить, что это часть простейших полукруглых солнечных часов; хотя не представляет труда поискать более веское научное обоснование. Так как с тем же успехом справедливо утверждение об исключительно символическом предназначении этого фрагмента, равно как и многих других артефактов, обнаруженных на удивительных мегалитических памятниках Мальты и соседнего острова Гозо.

11

План неолитического храмового комплекса Мнайдра неподалеку от г. Кренди (Мальта). Время постройки ок. 2850 г. до н. э. Первые раскопки этого храма были произведены в 1836 г. Лучи восходящего Солнца озаряют центральный зал ежедневно, но только раз в квартал (возможно, что и в некоторые другие дни) они освещают строго заданные места каменного экрана. В дни солнцестояний пробившийся тонкий луч едва касается края одной из двух крупных боковых плит, стоящих на входе. В дни равноденствий обе стороны дверного проема залиты светом. (На основе плана, составленного Крисом Микаллефом.)

12

Уникальная стилистика мегалитического строительства на Гозо и Мальте хорошо иллюстрируется памятником Хаджар-Ким, хотя его сложная, многосекционная планировка не может быть оценена по достоинству только по внешнему виду. На территории строения обнаружены следы единственного захоронения – могилы ребенка – вероятно, никак не связанного с сакральными функциями памятника. Изображенный храм является третьим по счету на этой стоянке и датируется временем ок. 2900 г. до н. э. Некоторые из семи предыдущих входов, по всей видимости, были ориентированы по лунным направлениям.

Доисторическая эпоха перенасыщена символами, многие из которых, несомненно, имеют отношение к Солнцу и Луне, однако бо́льшая их часть может быть интерпретирована иначе, и новоявленный культ Фрейда нисколько не облегчает ситуацию. Даже попытка опереться на античную литературу чревата осложнениями. Например, греческие свидетельства о культуре Северной Европы получены из третьих или четвертых рук. Римские завоеватели описывали то, что находили, но в категориях собственного опыта. Средневековые скандинавские источники, во многом близкие к доисторическому периоду, часто бывают засорены предубеждениями враждебной им христианской культуры. И конечно же, все эти литературные источники представляют собой лишь очень поздние толкования реально происходившего во втором, третьем и четвертом тысячелетиях до начала христианской эры.

13

Фрагмент известняковой пластины из небольшого памятника Таль-Кади, неподалеку от Бурмаррада (Мальта). Размеры: 29×24×5 сантиметров. Поскольку поверхность подверглась эрозии, звезды и лунный серп на приведенном рисунке отретушированы для достижения большей контрастности. (Не вполне соответствует истинному масштабу.)

У Европы нет монополии на неолитические памятники, и с течением времени количество подобных находок во всем мире будет только увеличиваться. В 2006 г. археологи обнаружили древнюю каменную постройку в муниципалитете Калсуэни, расположенном в 390 километрах от Макапы – столицы штата Амапа в Северной Бразилии. Если судить по найденной керамике, то, по предварительной оценке, этому памятнику должно быть не менее двух тысяч лет. Располагаясь на вершине холма и являясь, предположительно, древним храмом, он состоит из 127 больших гранитных камней, образующих три ровных круга. Самый большой камень достигает трех метров в высоту. Этот памятник сравнивали со Стоунхенджем, хотя он значительно моложе и спроектирован по совершенно другому принципу. Единственное, что объединяет этот памятник со Стоунхенджем и многими другими европейскими доисторическими постройками, – это его ориентация по зимнему солнцестоянию. В одном из камней было намеренно проделано отверстие для наблюдения Солнца в эти дни года.

14

Глиняное скульптурное изображение сердитого лица из южного храма на холме Буэна Виста в перуанских Андах. Предполагается, что хмурый вид вызван созерцанием заходящего Солнца в день зимнего солнцестояния. Обнаруженные поблизости органические остатки позволяют датировать его временем ок. 2200 г. до н. э.

Сразу же после открытия на Атлантическом побережье Южной Америки столь неожиданных для такого раннего периода видов деятельности анонсировали обнаружение еще более древнего астрономически ориентированного памятника в перуанских Андах. Он представляет собой каменную пирамиду десятиметровой высоты, первоначально оштукатуренную и покрашенную в красный и белый цвета. Находка датируется 2200 г. до н. э., то есть тремя тысячелетиями раньше появления инков и по меньшей мере восемью столетиями раньше времени постройки известных нам памятников подобного типа в Америке. Пирамиду возвели на платформе таким образом, что, наблюдая через специально сделанное небольшое окно, можно было видеть скульптуру головы высотой 2,4 метра, высеченную на горном кряже в 60 метрах от пирамиды и находящуюся в створе с ущельем в далеких холмах. Эта визирная линия направлена на точку восхода Солнца в день летнего солнцестояния. Описанный объект располагается на выжженном скалистом склоне холма под названием Буэна-Виста, примерно в 40 километрах от побережья, в долине реки Чильон, на севере от Лимы. Еще одно сооружение в том же районе включает в себя массивную глиняную скульптуру с насупленным лицом в окружении двух животных (ил. 14). Этот хмурый взгляд устремлен в направлении захода Солнца в день зимнего солнцестояния.

Невозможно поверить, что с течением времени мы не обнаружим других следов проявления доисторического интереса к небу на обширных и еще не до конца исследованных просторах Южной Америки. Северная Америка не обнаруживает ничего, сравнимого по пышности и великолепию. Астрономические исследования на северном континенте сосредоточены в основном на доисторическом юго-западе и культуре Пуэбло, существовавшей уже в близкий нам исторический период. Последняя известна по этнографическим отчетам Александра М. Стефена, детально описавшего в конце XIX в. горизонтный календарь, используемый индейцами Хопи. Ключ к его разгадке можно обнаружить в наскальном искусстве, особенно широко представленном в Калифорнии, хотя предложенные интерпретации, разумеется, продолжают оставаться открытыми для обсуждения. Существует категория памятников не столь грандиозных и долговечных. К ним относится Магическое колесо Биг-Хорн, возможно, более известное как «Американский Стоунхендж» (благодаря заголовку в журнале Time за 1984 г.), расположенное выше лесной зоны на Магической горе в штате Вайоминг. «Колесо» представляет собой большое кольцо, составленное из маленьких камней и разделенное на сектора 27 или 28 «спицами». Оно очень похоже на другие сооружения подобного рода, особенно на расположенные вдоль канадской границы. Из сказанного о его использовании наиболее правдоподобна гипотеза о привязке сооружения к летнему солнцестоянию. Неизвестно даже время его строительства. Утверждалось, что оно было сделано не позднее XVII в., хотя некоторые из этих памятников очевидно древнее. Люди Северной Америки прибегали к помощи неба и поклонялись ему в ходе как земледельческой, так и кочевой жизни. Как и повсюду на земле, они брали символы с неба и включали их в свои религиозные ритуалы, однако их жизненный уклад не понуждал их к выражению своего отношения к астрономии в виде грандиозных каменных памятников. Во всяком случае, даже если такая мысль и приходила им в голову, она не вызывала должного энтузиазма.

Если в Северной Европе для понимания доисторической культуры в целом и астрономии в частности мы были вынуждены опираться только на археологические находки, то в Египте сохранились письменные исторические источники, возвращающие нас к третьему тысячелетию до н. э., то есть к периоду первой активной фазы функционирования Стоунхенджа. Знакомый нам образ Египта датируется третьим или вторым тысячелетием до н. э. Это образ фараонов, пирамид и Сфинкса, сокровищ Тутанхамона и египетских богов – Осириса, Исиды, Птаха, Гора, Анубиса и других. Строго регламентированное практическое и религиозное отношение к небу существовало в Египте задолго до указанного времени, хотя мы не найдем здесь специализированных астрономических записей, сравнимых по качеству с текстами, созданными в Месопотамии (Вавилон и Ассирия) позднего периода. Египту пришлось дожидаться персидского завоевания, случившегося в первом тысячелетии до н. э., чтобы возник стимул для развития космологических идей, пришедших с Ближнего Востока.

Более интенсивная деятельность относится к периоду, наступившему после того, как Александр Македонский отвоевал египетский трон у персиян в 332 г. до н. э. Этот период приходится на династию Птолемеев, по происхождению македонских греков, взявших страну под свой контроль во время войн, расчленивших империю Александра после его смерти в 323 г. Когда это случилось, существовавшая тогда космология являла собой смешение многих представлений – как местных, так и заимствованных, – часть которых можно найти, например, в «Космологии», относящейся к периоду правления Сети I (1318–1304 гг. до н. э.) и Рамсеса IV (1166–1160 гг. до н. э.). Египтяне долгое время мастерски вели счет времени и составляли календари, руководствуясь простейшими астрономическими процедурами. Вне зависимости от того, отмечалось это в текстах или нет, они тоже ориентировали свои постройки по небу, хотя их обычай привязывать все направления к Нилу часто затрудняет современную реконструкцию. В верховье египетского Нила большинство главных направлений храмовых построек ориентированы перпендикулярно к реке, хотя есть и расположенные параллельно ей. Сегодня достоверно установлено, что если река не протекала вблизи древних храмов (а этого, очевидно, не могло быть, если они находились в удаленных от нее оазисах), то применялась, как правило, астрономическая ориентация храмов. Некоторые постройки соотносились с главными сторонами горизонта, в основном с направлением север-юг, а другие, особенно в районе древних Фив, – с точками восхода Солнца в день зимнего солнцестояния. Даже направления, не поддающиеся однозначному объяснению, можно сгруппировать вокруг приоритетных линий, вероятно, указывающих на места восхода или захода звезд или восхода и захода Солнца в значимые дни календаря. Подобная неопределенность связана с важностью даты, приходящейся сегодня примерно на 22 февраля, о чем свидетельствуют все сохранившиеся египетские конструкции, предназначенные для освещения лучами восходящего Солнца внутренних пространств. Подобного рода приспособления существуют в том числе в самом глубоком помещении главного храма Рамсеса II в Абу-Симбеле. При наступлении этой даты скульптурные фигуры Амона-Ра и Ра-Хорахти – солнечных божеств – освещаются солнечными лучами, в то время как фигура Птаха – бога потустороннего мира – остается в темноте.

В некоторых ранних египетских источниках упоминается о культе, связанном с богом Солнца Ра и более ранним богом-творцом Атумом. Первоначально главным местом отправления культа был храм, находившийся к северу от древней столицы Египта – Мемфиса. Позже этому месту присвоили соответствующее греческое название Гелиополь – «Город Солнца», – но египтянам он был известен под именем Он. (В книге «Бытия» упоминается жрец Потифер из города Он.) В те исторические времена жрецы Гелиополя заложили основы космогонического учения, согласно которому бог Ра-Атум сотворил себя из первичного океана Нуна. Его сыновья стали богами воздуха и воды, и только после них, в третьем поколении, появились Геб (бог земли) и Нут – богиня неба (ил. 15). Пантеон девяти божеств Гелиополя (Великой Эннеады) счастливо завершался Осирисом, Сетом, Исидой и Нефтидой – детьми Геба и Нут.

Культ Ра-Атума прочно утвердился ко времени создания первых великих пирамид (ок. 2800 г. до н. э.). Несмотря на их кажущуюся внешнюю простоту, по всей видимости, существовал какой-то, пока не очень ясный, тип отношений между этими пирамидами, Солнцем и звездами. Архитектором первой великой каменной пирамиды – ступенчатой пирамиды, построенной для фараона Джосера (правившего с 2667 по 2648 г. до н. э.), был Имхотеп, вошедший, кроме прочего, в историю Египта как астроном, маг и целитель. Позже ему стали поклоняться как божеству, и не без основания. Когда он построил свою огромную ступенчатую пирамиду, в мире не существовало ничего подобного, и ее сложная подземная структура отличалась от всех других, построенных его последователями. Однако некоторые из них, в особенности великая пирамида Хуфу из комплекса Гизы, были точнее ориентированы по Солнцу, в том привычном для нас смысле, что их грани задавали четыре главных направления горизонта – в этом они были похожи на многие египетские храмы. Наиболее интересным с точки зрения планировки является храм Осириса в Абидосе. Его реконструкция велась непрерывно с первой по двадцать шестую династию. Изначально вход в храм располагался с южной стороны; при следующих четырех реконструкциях он переместился на север; а при последних трех – на восток.

15

Изображение богини Нут с сопроводительными текстами на потолке саркофага в гробнице Рамсеса IV (Долина царей, Западные Фивы). Выгнутая куполом фигура Нут олицетворяет северное небо, поддерживаемое богом воздуха Шу. Будучи обращена головой на запад, Нут дает начало Солнцу и звездам на востоке. С течением суток они движутся вдоль ее тела.

В Египте всего построено около восьмидесяти фараоновых пирамид, большинство из которых весьма малы и находятся в разрушенном состоянии. Три наиболее известные имеют громадные размеры и входят в комплекс Гизы; они располагаются на западном берегу Северного Нила и принадлежат четвертой династии (ок. 2575–2465 гг. до н. э.). Будучи построенными для фараонов Хуфу, Хафра и Менкаура, они часто называются соответствующими греческими именами – Хеопса, Хефрена и Микерина. Четвертую династию основал Снофру (по-гречески – Сорис). Его сын Хуфу – строитель самой известной пирамиды, но и сам Снофру имел множество не менее впечатляющих архитектурных достижений. Он завершил строительство пирамиды в Медуме, предназначенной для его отца Хуни, после чего выстроил неподалеку свою собственную ступенчатую пирамиду. Наиболее ранний образец таких строений находится в Сейле. Обладающая скромными размерами и разрушенная сегодня ступенчатая пирамида в Сейле, по всей видимости, является древнейшей египетской пирамидой, ориентированной по сторонам света. Пирамида в Медуме – наиболее ранняя пирамида с гладкими сторонами: хотя еще при жизни Хуни ее начали строить как ступенчатую, позже Снофру придал ей правильную геометрическую форму, заполнив пространство между ступенями и облицевав ее гладкими каменными плитами.

Будучи незаурядными инженерными сооружениями (великая пирамида Хуфу достигает около 146 метров в высоту), эти пирамиды являют еще и пример удивительно тонкой регулировки размещения в пространстве; безупречная точность их строгой геометрической выверки, поистине, удивительна. Там, где можно с достаточной точностью определить положение исходной кладки, средняя ошибка выравнивания вдоль некоторых граней не превышает нескольких минут дуги. Нивелировка основания каменного фундамента великой пирамиды такова, что средняя разница уровней между северо-западным и юго-восточным углами составляет не более двух-трех сантиметров. Для возведения великой пирамиды понадобилось порядка шести миллионов тонн строительного камня. Зачастую бывает сложнее объяснить экономические предпосылки таких колоссальных предприятий, чем порождаемые ими астрономические вопросы.

Некоторые пирамиды имеют идущие вдоль стен сквозные колодцы, обычно называемые вентиляционными шахтами, однако есть авторы, считающие, что они были направлены на избранные звезды в их верхней кульминации (момент, когда звезда пересекает небесный меридиан к югу от Полюса мира). Входной туннель в пирамиду Хуфу располагается с северной стороны, круто нисходя в направлении центра (в данном случае – подземной камеры) под углом 26˚31′23″. Шесть из девяти уцелевших пирамид в Гизе, равно как и две хорошо сохранившиеся пирамиды в Абусире, обладают той же особенностью с разбросом значений в пределах одного градуса. У пирамиды Хафра (Хефрена) этот угол составляет 25˚55′. Существует ли какая-нибудь яркая звезда, кульминировавшая на этих высотах в описываемое время? (Географические широ́ты, а следовательно, и высо́ты будут разниться очень незначительно.) Если да, то какая? Это должна быть нижняя (то есть немного севернее Полюса мира) кульминация звезды, так как высота полюса над горизонтом составляет здесь около 30˚. Вблизи Полюса мира есть только одна сравнительно яркая звезда – α Дракона (Тубан), и, похоже, именно она, находясь в нижней кульминации, задавала направление входных тоннелей. Почему звезда наблюдалась именно в нижней кульминации? Возможно потому, что созвездие, сегодня известное как Большая Медведица, а в Египте обычно называемое Передняя Нога Быка, располагалось в этот момент почти вертикально. Египтяне различали несколько околополярных созвездий. Самым главным было, вероятно, созвездие Передняя Нога Быка (конечно, не имеющее никакого отношения к нашему Тельцу), но существовали и другие, например Бегемотиха, Крокодил и Причальная Свая.

В руинах храма Амона Ра в Карнаке, расположенного на противоположном от Фив берегу Нила, есть коридор, проходящий через центральные постройки с северо-запада на юго-восток и тянущийся более чем на четыреста метров. Центральный внутренний двор и его залы датируются временем Среднего Царства (2052–1756 гг. до н. э.), но наиболее впечатляющие части храма возникли при Тутмосе III (1490–1435 гг. до н. э.), хотя он регулярно достраивался вплоть до начала христианской эры. Велось много споров по поводу значения точных направлений его осей, однако, похоже, и здесь использовался искусственный горизонт, едва возвышающийся над линией дальних холмов, что вполне соответствовало практике, возникшей задолго до этого в Северной Европе. В течение более тысячи лет угасающий диск заходящего Солнца должен был хорошо наблюдаться из этого священного места, и изменения положения осей храма не требовались. Это еще раз доказывает роль религии как побудительной причины для развития основ астрономии.

На протяжении столетий, по мере включения в официальную религию различных местных традиций, пантеон египетских богов непрерывно увеличивался. В результате приписываемые богам черты стали сильно противоречить друг другу. Однако всегда существовала строгая иерархия их влияния, и после XIV в. до н. э. династический бог Амон – «сокрытый бог небес» – постепенно занял положение верховного. (Связь этого бога с Солнцем дала начало имени Амон-Ра.) Когда фараон-еретик Аменхотеп IV вознамерился обратить народ к вере во что-то более зримое, чем Амон, он остановил свой выбор на Солнечном диске, Атоне, полагая, что тот достоин возвыситься до положения единого истинного бога, и выстроил новую столицу – Амарну, где было широко представлено искусство, прославляющее Солнце (ил. 16). Этот фараон, принадлежавший к восемнадцатой династии и правивший с 1353 по 1336 г. до н. э., взял себе имя Эхнатон – «полезный для Атона». (Его часто называют греческим именем Аменофис.) Когда он построил собственную гробницу в своем новом городе Ахетатоне (в настоящее время – Тель-эль-Амарна), все коридоры и комнаты, ведущие к погребальной камере, располагались вдоль единственной оси, направленной с юго-востока на северо-запад. Этот «чисто» солнечный порядок, напоминавший практику деления погребений на ячейки, возникшую двумя тысячелетиями ранее в Северной Европе, радикально противоречил традиции похорон, поддерживаемой как его предками, так и его потомками. Последние делали коридор со входом в погребальную камеру либо под прямым углом к коридору главного входа, либо главному коридору придавалась зигзагообразная форма – так, чтобы преградить прямой доступ к захоронению.

16

Эхнатон (восемнадцатая династия), совершающий подношение Солнцу. Высота этого небольшого рельефа на известняке всего 32 сантиметра. (В настоящее время находится в Каирском музее.)

Солярная религия Эхнатона в своем наиболее ярком выражении просуществовала недолго, но соответствующие ритуалы продолжали жить в самых разных формах, например в процедурах передачи власти правителям. Нам сильно повезло, что сохранились артефакты этого периода, поскольку они содержат множество подлинных изображений, имеющих отношение к солярному ритуалу, особенно на стенах фараоновой гробницы в Тель-эль-Амарне. Некоторое представление о египетском солярном символизме можно составить по гробнице Тутанхамона – фараона, знакомого нам больше других, поскольку его гробница избежала разграбления. Будучи зятем Эхнатона, он правил с 1333 по 1323 г. до н. э. Стены входного тоннеля к его гробнице и четыре ее камеры ориентированы строго по главным направлениям горизонта. Вход располагается по линии восток-запад. Каждая из четырех камер имела свое ритуальное предназначение согласно тому, что было нарисовано на ее стенах; это, несомненно, хорошо согласовывалось с более ранней традицией. Одна из камер (соответствующая южному направлению) символизировала вечное правление, другая (восточная) – возрождение, третья (западная) – «неизбежный уход в загробный мир», и четвертая (северная) – перерождение тела. Согласно легенде, умерший Осирис после мучительных поисков пути к возрождению возвращается к жизни в образе восходящего Солнца – Ра. Отвечавшим за проведение солярных ритуалов следовало обладать глубоким интуитивным пониманием особенностей движения Солнца, но это можно считать относительно элементарным знанием по сравнению с особенностями движения Луны, которые так и остались не изученными столь же полно, как это было сделано примерно в ту же историческую эпоху в Северной Европе.

Безусловно, существовало множество лунных мифов. В шестой день лунного месяца устраивалось пиршество в честь Осириса; кроме того, особое значение придавалось полнолунию. Тексты, найденные в некоторых пирамидах, связывали с Луной определенные заболевания. Текст на саркофаге из Дейр эль-Берше содержит посвящение богу Луны Тоту, уступавшему в величии Осирису и Ра. Как и во многих других культурах, Луна в течение долгого времени ассоциировалась с плодородием. Ее серп, похожий на рога крупного рогатого скота, и связь с продолжительностью женского менструального цикла, вне всяких сомнений, усиливали эти ассоциации. Сохранился миф, повествующий о поединке между Гором и Сетом, когда у Гора был украден и поврежден глаз, возвращенный впоследствии на небо в виде Луны. Кража приписывалась Онурису, Тоту или Осирису. В версии с Тотом ему помогали другие четырнадцать богов, олицетворявшие вместе с ним пятнадцать дней постепенного роста Луны до ее полнолуния (ил. 17); в продолжении мифа перечисляются еще четырнадцать богов, относящихся к убыванию Луны. Известны и другие разновидности этого мифа. В Эдфу рассказывалось, что однажды Гор захватил небо во время полнолуния, это время получило название «союза двух быков». Данное событие также описано в храме Осириса в Абидосе, относящемся ко времени Нового Царства. В более поздних храмах существовал ритуал, когда во время празднования выносились два зеркала, которые уподоблялись Солнцу и Луне. Этот момент, как говорили в Фивах, символизирует возрождение бога Солнца Амона-Ра. Сколь бы роскошной ни представлялась эта мифология, с астрономической точки зрения она не шла ни в какое сравнение с тем, что было сделано в других культурах, относящихся к тому же историческому периоду.

17

В храмах Эдфу и Дендеры четырнадцать богов растущей Луны восходят по лестничному маршу, состоящему из четырнадцати ступеней. Лестница заканчивается месяцем и символическим изображением Луны в виде левого глаза бога неба Гора. Правый глаз Гора, олицетворявший Солнце, изображался гораздо чаще.

Спустя некоторое время после того, как кочевые племена Северной Африки начали крестьянствовать в долине Нила, ими была замечена связь между поведением реки и видимостью звезды Сириус (называемой в Египте Сотис) – ярчайшей на небе. Разлив Нила – имеющий большое значение, поскольку потоки его воды использовались для орошения долины, – почти совпадал с первым восходом Сириуса над горизонтом непосредственно перед восходом Солнца, наступающим после долгого периода невидимости Сириуса. Это событие, известное сегодня как гелиакический восход, наступало в середине июля и не имело привязки к какой-либо особенной дате солнечного года. Связь Солнца со сменой сезонов в низких широтах менее очевидна, чем в высоких. Три сезона египтян чаще соотносились с поведением реки, и месяцы, с которых они начинались, назывались «Половодье», «Появление» и «Низкая вода» или «Засуха». Остальные месяцы обозначались по названиям лунных праздников. Похоже, что Солнце считалось значимым для них только как индикатор годового цикла.

Согласование трех взаимосвязанных циклов – звездного, лунного и солнечного – являлось главной задачей египетской астрономии, и вплоть до самого последнего времени это было центральной астрономической проблемой, имеющей религиозное значение. Праздник Сириуса/Сотис более или менее соответствовал солнечному году, состоящему из 365¼ дня, однако двенадцать месяцев, продолжительность которых составляла 29 или 30 дней, давали в сумме приблизительно 354 дня. В силу этого, не позднее чем в середине третьего тысячелетия, египтяне разработали одно из наиболее ранних известных нам календарных правил: если гелиакический восход Сириуса/Сотис приходился на двенадцатый месяц, то к обычному году прибавлялся еще один («високосный») месяц Тот, названный по имени лунного божества.

Календарь продолжал совершенствоваться по мере постепенного улучшения организации египетского общества. Была установлена продолжительность года в 365 дней, а «месяцы» приведены к стандарту по 30 дней каждый и разбиты на три «недели» по десять дней. Система, происхождение которой датируется приблизительно XXIX или XXX в. до н. э., обладает множеством преимуществ. Неделя – десятидневная она или семидневная – результат конвенционального соглашения и не имеет прямого отношения к астрономии, хотя то, что называлось «месяцем», содержало в себе очевидную неточность. Те, для кого видимый образ Луны является объектом религиозного поклонения, не обнаружат здесь источника детальной информации о ней. Главная проблема, которую решает этот календарь, – проблема бухгалтерского учета, и в этом отношении астрономы часто выражали признательность за его хронологическую простоту. В частности, египетский год, состоящий из 365 дней, был привлекателен для них тем, что он упрощал перевод долгих периодов времени в суточные интервалы. Даже Коперник, следовавший греко-египетской традиции, использовал египетский год в своих астрономических таблицах.

Конечно, не все астрономы обладали бухгалтерским складом ума. К тому же новый календарь вызывал неизбежные затруднения, поскольку небольшая ошибка в длительности года накапливалась, что приводило к смещению сезонов. Но это относительный пустяк по сравнению с недостаточной точностью лунного календаря. Был введен еще один лунный год для соблюдения соответствия с гражданским годом. К середине третьего тысячелетия до н. э. были выработаны новые правила интеркаляции, и в течение более двух тысячелетий в Египте одновременно использовались все три календаря.

Желание египтян поделить ночь на более короткие интервалы, особым образом сочетающиеся с их гражданским календарем, легло в основу современного деления суток на 24 часа. Каждое общество, в котором производятся ночные ритуальные действия, будет стремиться изобрести способы определения ночного времени. Египтяне оставили множество описаний того, как бог Солнца Ра совершает между закатом и восходом переход через потусторонний мир на своей ночной лодке, и этапы этого пути размечались в соответствии с движением звезд. Для понимания принципов выстраивания этой разметки мы должны вновь вернуться к календарю.

Ключевым понятием египетского календаря был гелиакический восход – первое утреннее появление звезды после периода, в течение которого она находилась над горизонтом только в дневное время суток. Любая яркая звезда могла быть выбрана для фиксации какой-либо календарной даты, и мы уже видели, что Сириус/Сотис был наиболее важным маркером среди остальных. В каждый следующий день после своего гелиакического восхода звезда будет восходить чуть раньше Солнца, чем в предыдущий, до тех пор пока не наступит гелиакический восход следующей подходящей звезды-маркера, после чего отсчет может быть начат заново. Кто должен выбирать эти звезды и по какому принципу? Решение было простым и прямолинейным. Мы видели, что гражданский календарь делил год на тридцать шесть «недель», по десять дней в каждой. Таким образом, наблюдались тридцать шесть звезд или созвездий, гелиакический восход которых отмечал начало каждой из тридцати шести недель. (Они, похоже, выбирались по принципу максимального сходства с Сириусом/Сотис – период невидимости каждой составлял примерно семьдесят дней в году.)

Теперь забудем причины отбора этих звезд, то есть критерии, имеющие отношение к делению года, – календарные причины. У нас просто есть тридцать шесть звезд или групп звезд, которым сознательно придается очень большое значение, и каждую ночь они восходят друг за другом через приблизительно равные интервалы времени. Каждая из них совершает полный оборот примерно за одни солнечные сутки, поэтому можно предположить, что за ночь взойдут в среднем восемнадцать из тридцати шести звезд, но на деле проблема осложняется несколькими обстоятельствами. В течение преобладающей части сумерек большинство звезд продолжает оставаться невидимыми (под ночью понимался период полной темноты). Выбранные календарные звезды располагаются к югу от небесного экватора. Это означает, что они поднимаются над горизонтом на юго-востоке. (На деле они образуют пояс, параллельный кругу движения Солнца среди звезд – эклиптике, располагаясь к югу от него.) Но продолжительность ночей неодинакова: на широте Египта самая длинная зимняя ночь почти в полтора раза дольше самой короткой летней ночи. В общем, не углубляясь в теоретические детали, можно сказать, что бо́льшая часть ночей в году не может быть разделена с помощью этих звезд на двенадцать равных частей. Тем не менее в конечном счете решили, что деление должно осуществляться именно таким образом. Доказательством этого факта – такого способа деления ночи – являются диаграммы на внутренней стороне крышки саркофага, относящегося к одиннадцатой династии (XXII в. до н. э.).

Светлое время суток также делилось на двенадцать часов. Число временных отрезков было взято по аналогии с числом ночных часов. Таким образом, мир обрел двадцатичетырехчасовые сутки. Даже дерзкие проекты Французской революции не смогли поменять эту систему на, казалось бы, более рациональную – основанную, в сущности, на количестве пальцев.

Обычно считают, что крышки саркофагов представляют собой сокращенную версию изображений на потолках гробниц фараонов, начиная со Среднего царства и далее. И те и другие сложно описать в двух словах, тем более осуществить их сравнение, однако потолки слишком важны, чтобы обойти их стороной, поскольку они сохранили множество примеров простейшего небесного картографирования. Древнейший из них находится в недостроенной гробнице Сенмута – визиря царицы Хатшепсут (ил. 18). Она располагается в Долине царей в западных Фивах и датируется примерно 1473 г. до н. э. По всей видимости, гробница содержит самые древние из всех известных нам изображений, которые по праву можно охарактеризовать как схему небес с идентифицируемыми элементами. На ил. 19 несколько изображений созвездий, взятых из этой гробницы, сравниваются с аналогичными изображениями, изготовленными почти два столетия спустя. Последние взяты из подземного кенотафа Сети I; аналогичные изображения можно найти в кенотафе Рамсеса IV и более поздних правителей.

Египет обладал стойкими традициями. Почти тысяча лет разделяет изображения на потолке гробницы Сети и знаменитый папирус Карлсберг I, по сути являющийся комментарием к ним. Кроме того, этот погребальный текст содержит инструкции по изготовлению солнечных часов с четырьмя делениями на основании (ил. 20). Другое такое приспособление времен Тутмоса III (1490–1436 гг. до н. э.) имеет пять делений. Трудно сказать, насколько хорошо люди древности понимали порядок изменения продолжительности дня и ночи, однако это понимание, несомненно, должно было углубиться с изобретением водяных часов. Их первые прототипы датируются временем Аменхотепа III (1397–1360 гг. до н. э.), однако в календарных расчетах они стали применяться уже во время правления Аменхотепа I (1545–1525 гг. до н. э.), и, как следует из надписи в гробнице, относящейся к этому раннему периоду, тогда же предприняли первую известную нам попытку найти отношение продолжительностей самой длинной и самой короткой ночей. Полученное отношение (14 к 12) нельзя назвать точным, однако примечательна сама попытка проведения такого расчета; удивительно, что нам известно имя человека, который ее сделал, – Аменемхет.

18

Астрономические изображения и надписи на потолке потайной гробницы Сенмута, расположенной неподалеку от храма Хатшепсут в Дейр эль-Бахри в Западных Фивах. Сенмут был распорядителем комплекса Амон Ра во время правления царицы Хатшепсут и управлял строительством храма. Обнаружен Х. Э. Уэнлоком в 1925–1927 гг. Гробница датируется примерно 1473 г. до н. э. Верхняя половина рисунка отображает южную сторону, а нижняя – северную. Узкие столбцы обозначают деканы, каждый из которых назван по имени одной или нескольких звезд; имеются также изображения богов и планет. Композиция отличается от формы «диагональных часов», изображаемых на саркофагах. Маршалл Кладжетт полагал, что это крайне сложное описание неба является наиболее древней формой представления египетских схем небес.

19

Фрагмент предыдущего потолочного изображения (верхний рисунок) в сравнении с соответствующей частью потолка в Зале К гробницы Сети I (правившего с 1306 по 1290 г. до н. э.), тоже в Западных Фивах (нижний рисунок). Оба фрагмента содержат изображения северных созвездий; поздний вариант более формализован.

20

Египетские солнечные часы в их утреннем (справа) и послеполуденном (слева) положении. Тень от перекладины указывала время на горизонтальной шкале. Существовало много других разновидностей египетских солнечных часов, некоторые из них значительно сложнее, чем изображенные на рисунке.

Не позднее XV в. до н. э. в Египте осознали, что восходы звезд-деканов являются плохим подспорьем в регулировании гражданской и религиозной жизни. В результате выбрали новую совокупность звезд. Они фиксировались не на горизонте, а в момент пересечения небесного меридиана. И снова у нас нет точного представления о том, как наблюдались звезды во время кульминаций. При визировании каким-то образом использовались голова, уши и плечи сидящего человека. Три фараоновы гробницы Рамессидов (ок. 1300–1100 гг. до н. э.) были декорированы двадцатью четырьмя таблицами каждая (по две на месяц), дающими возможность оценивать таким способом количество прошедших часов (ил. 21). Высказывалось предположение, что эти звездные часы были составлены при помощи водяных часов, поскольку на нескольких дошедших до нас водяных часах сохранилась гравировка, имеющая отношение к астрономии.

21

Копия одной из панелей с изображением типичных звездных часов эпохи Рамессидов в зале гробницы из Долины царей (двадцатая династия). Каждая панель охватывает ночные часы первого или шестнадцатого дней Луны и четырнадцати последующих дней.

Несмотря на выдающийся культурный расцвет и длительный период пристального изучения неба, не говоря уже о почтительности, с которой египтяне относились к некоторым небесным объектам (календарь здесь является, скорее, исключением), это, по-видимому, не побудило их найти какое-либо более систематическое объяснение того, что они наблюдали на самом деле. Хотя египтяне и овладели письменностью, они, похоже, не вели систематических записей планетных движений, затмений и других событий, проявляющих себя нерегулярным образом. Им было проще абстрагировать звездные легенды, чем математику звезд. Декорированные памятники, из которых более восьмидесяти могут быть с тем или иным основанием причислены к категории астрономических, содержат изображения мифологических космических божеств, включая богов Солнца и Луны, а также планет, ветров, созвездий, земли, воздуха, неба, сторон горизонта и т. д. Они демонстрируют близкое знакомство с очертаниями созвездий (которые, конечно, не совпадали с нашими). Скорее всего, громадная астрономическая репутация, которой египтяне пользовались почти на всем протяжении последних двух тысячелетий, основывалась на недоразумении, возникшем в период, когда Египтом правила Римская империя.

22

Прямоугольный зодиак из храма бога Хнума, недалеко от Эсны, время происхождения ок. 200 г. до н. э. (Не сохранился; приведено по рисунку Дж. Бентли, 1825.)

23

Схематический эскиз рельефного зодиака, хранящегося в настоящее время в Лувре. Представляет изображение потолка небольшой восточной молельни бога Осириса на крыше храма богини Хатор в Дендере. Приводится по рисунку, взятому из четвертого тома опубликованного отчета С. Л. Ф. Панкука об исследованиях, проведенных во время Египетской кампании Наполеона («Description de l’Egypte… l’expédition de l’armée Française», ок. 1820–1830). Рисунок содержит несколько мелких ошибок. В настоящее время в храме в Дендере имеется гипсовая реплика оригинала.

Римляне причисляли к «египтянам» всех, кто постоянно жил в Египте, называя так в том числе представителей греческой культуры. Когда римские авторы упоминали о египетской астрономии или мифологии, они почти всегда имели в виду эллинский Египет – государство, управляемое преемниками Александра Македонского. Изображения зодиака в египетских храмах и гробницах были эллинскими, хотя в их основе лежали месопотамские модели, введенные в употребление после завоеваний Александра, положившего начало интенсивной эллинизации Египта в IV в. до н. э. Первый известный нам египетский зодиак имеет прямоугольную форму. Он изображен на потолке храма бога Хнума, расположенного неподалеку от Эсны, и датируется примерно 200 г. до н. э. (ил. 22). Его рисованную копию сделали во время наполеоновского похода в Египет. В 1843 г. зодиак разрушили вместе с храмом, каменные блоки которого пошли на строительство канала. Самый известный зодиак, на самом деле являющийся древнейшей версией полного зодиака в привычной нам форме, представлен в парижском Лувре. Он изображен на двух блоках песчаника, извлеченных с помощью пил и пороха из храма богини Хатор в Дендере и вывезенных во время наполеоновского похода. Будучи когда-то частью потолка молельни, расположенной на крыше храма, он датируется примерно 30 г. до н. э. (ил. 23 и 24).

24

Внутренняя звездная карта (около 1,5 метров в диаметре) с потолка из Дендеры, изображенного на предыдущем рисунке. Дополнительный смещенный круг (эклиптика) проходит через знаки зодиака, большинство из которых легко отождествить. Справа от центра располагаются Рыбы, хвосты которых связаны вместе с помощью V-образной веревки. Под ними находятся Овен и Телец. Далее следуют Близнецы, Рак и Лев. (Вопреки частым утверждениям, Рак изображен не в виде жука скарабея.) Затем идет Дева с початком кукурузы; потом Весы и Скорпион. (Лев рядом с Весами относится не к зодиаку, он изображает наше созвездие Кентавр.) Затем Стрелец, Козерог и Водолей. Круг эклиптики и другие вспомогательные линии обнаруживают связь с греческой традицией изображения планисферы (см. об этом в главе 4). Кроме того, на карте изображено несколько характерных египетских созвездий, таких как Передняя Нога Быка (часть Большой Медведицы) и Бегемотиха (Дракон). Другие элементы этой рельефной карты все еще вызывают дискуссии. Она, вне всякого сомнения, содержит планеты, расположенные в тех созвездиях, которым греческие астрологи придавали особое значение. Утверждалось, что четыре вспомогательные женские фигуры, не отождествляемые с созвездиями, являются богинями главных сторон горизонта; согласно другой версии, это четыре изображения богини неба Нут.

Обычно происхождение этих зодиаков устанавливают по изображенным на них созвездиям, таким как наши Козерог и Стрелец, обнаруженным на гораздо более древних вавилонских межевых камнях. И хотя как прямоугольную, так и круглую формы зодиака нашли в Египте, все они, так или иначе, следуют изобразительным формам, появившимся не в египетской и греческой, а в вавилонской астрономии. При этом мы не должны упускать из виду присутствие в их оформлении менее очевидных египетских элементов. Помимо знаков зодиака и планет, они включают старые деканы и новые египетские звезды и созвездия. Вполне возможно, что деканы уже не использовались для определения ночных часов, но рассматривались как общепринятая форма деления зодиакальных созвездий – на большинство зодиакальных знаков приходится по три декана, хотя некоторые содержат четыре. После переноса в греческий и римский зодиаки деканы преобразовались в десятиградусные сегменты зодиакальных знаков, и в таком виде они вошли в греческую (эллинскую), римскую, византийскую, индийскую, исламскую и западную астрологию (в западной астрологии их часто называют «ликами»).

Если сузить фокус и сосредоточиться только на математическом и теоретическом развитии, то в качестве примера можно взять календарные системы, рассматривая их как часть крайне устойчивой национальной традиции. Не вызывает удивления то, что примерно в IV в. до н. э. египтяне узнали о существовании 25-летнего лунного цикла. Он был равен 25 египетским годам (то есть в точности 9125 дням), содержащим 309 месяцев (синодических месяцев – от новолуния до новолуния). Это прекрасное приближение давало ошибку всего в одни сутки примерно за пятьсот лет. Данный параметр вполне можно поставить в один ряд с более широким спектром параметров, полученных астрономами-математиками из Месопотамии. Насколько оригинально обсуждаемое открытие? Начиная с VI в. до н. э. – времени господства персов в Египте – египтяне адаптировали вавилонские лунные месяцы к своему гражданскому календарю, и, возможно, указанное обстоятельство каким-то образом подтолкнуло их к объяснению результата этого вычисления, обращающего на себя внимание в силу редкости такого рода совпадений.

В поздний период Римской империи египетское превосходство в астрономии надежно обеспечивалось репутацией одного человека – Клавдия Птолемея, величайшего астронома Античности. Птолемей, о нем мы расскажем более подробно в главе 4, жил в Александрии во II в. н. э. и был римским гражданином. Спустя определенное время политическая история Египта претерпела еще одну масштабную трансформацию, результатом которой стало основание в 330 г. новой столицы империи, восточного двойника Рима, – Константинополя. После этого Александрия постепенно теряет позиции главного интеллектуального центра мира, говорящего по-гречески. После смерти Феодосия в 395 г. Рим окончательно раскалывается на Восточную и Западную империи, а спустя пятнадцать лет римская столица отдается на разграбление вестготам. Однако за сто лет до этого Египет подвергли широкой христианизации, в результате чего обновленная «египетская» астрономия разделилась на два разных направления. Ее ассимиляция интеллектуальной культурой Константинополя дала не столь потрясающие результаты, как ее миграция в южном направлении, когда коптская литература, используя греческую письменность в национальных египетских диалектах, распространила поверхностный пересказ астрономического знания вплоть до Эфиопии. И в том и в другом случае это была, по сути, эллинская астрономия, обязанная своим появлением не столько Древнему Египту, сколько Древней Месопотамии.

Пути развития астрономии в Месопотамии, по крайней мере в течение того долгого периода, о котором мы можем судить по письменным источникам, настолько радикально отличались от всего сделанного египтянами до этого, а греками и индусами – после, что кажется вполне естественным провести различие между ними. Поступая таким образом, мы рискуем сыграть на руку ошибочному убеждению о якобы простоте и монолитности этих культур в своей основе. Вопросы общего космологического значения – составная часть мифологий всех народов, при этом они обладают необозримым количеством местных различий. Несовпадение языков является естественным препятствием для взаимопроникновения идей, и на Ближнем Востоке говорили на многих языках, но чувство гордости и ощущение идентичности населявших его народов были настолько сильны, что даже соседние города, говорившие на одном языке, часто поклонялись различным планетным божествам. При таких обстоятельствах и ограничениях, налагаемых объемом книги, можно лишь кратко охарактеризовать этот регион, но есть как минимум одно положение, о котором нужно постоянно помнить. Все современные науки, использующие математические методы, находятся в долгу у вавилонских астрономов, особенно тех, кто жил в период, начавшийся в V или VI в. до н. э., и стал свидетелем расцвета месопотамских достижений. А если так, то за всеми различиями мы должны найти нечто, свойственное месопотамской астрономической практике как единому целому.

В VI в. до н. э. Вавилон на короткое время обрел независимость после долгих лет подчинения ассирийцам. С падением Ассирийской империи вавилоняне начали работу по возрождению своего утраченного величия, которым они обладали за тысячу лет до этого, когда ими правил Хаммурапи (примерно в 1792–1750 гг. до н. э.). Однако мощь персов росла не менее стремительно, и в 539 г. до н. э. Кир Великий нанес сокрушительное поражение Набониду – последнему вавилонскому царю. Многие знакомы с последствиями этих событий по библейскому описанию освобождения израильтян, покоренных Вавилоном после того как Навуходоносор II разрушил Иерусалим.

Наконец, Персидская империя была разгромлена Александром Великим, что привело к значительному упрочению связей с греческой культурой. Александр вошел в Вавилон в 331 г. до н. э. После его смерти в 323 г. и распада империи Вавилон пришел в упадок в результате перипетий, случившихся во время правления Селевка – наиболее способного политического преемника Александра, основавшего новую династию. Селевк создал условия для устойчивого притока греческой иммиграции в эту новую греческую и македонскую империю в Азии. Когда мы говорим о «греческой учености» в широком смысле, то начиная с этого времени мы должны принимать во внимание не только города-государства Балканского полуострова и окружающих его островов, но также широкий культурный регион Средней Азии, не говоря уже об Александрии и эллинизированном Египте.

Имея в виду эти события, представляется полезным разграничить четыре исторических периода: первый – это династия Хаммурапи и все, что было до нее; второй – ассирийский период (1000–612 гг. до н. э.); третий – период независимости (612–539 гг. до н. э.) с последующим подчинением Персии (539–331 гг. до н. э.); и последний – период Селевкидов (331–247 гг. до н. э.).

В течение последних полутора столетий археологи раскопали несколько месопотамских храмов с характерными массивными ступенчатыми башнями, известными как зиккураты. Например, в Уруке обнаружен комплекс, постройка которого восходит к четвертому тысячелетию, а в древнем шумерском городе Эриду отдельные строения вполне можно отнести к пятому тысячелетию до н. э. Древнейшие записи обнаружены в этих храмах и, судя по всему, именно в них была сосредоточена политическая власть. Они владели большей частью пахотных земель и играли ведущую роль в управлении ирригацией. Хотя остается неясным механизм связи религиозной властной элиты с властью светских правителей, нет никаких сомнений в том, что крайне сложный бюрократический аппарат вырос и окреп внутри духовенства. Не позднее чем в третьем тысячелетии до н. э. шумеры изобрели клинописный шрифт – способ письма, когда знаки выдавливаются с помощью клинообразной палочки – стиля – на мягкой глине, которая затем выставляется на солнце для просушки. Вавилоняне, относящиеся к семитским народностям, использовали эту технику и адаптировали ее к своему языку посредством комбинирования фонетической орфографии с шумерскими идеограммами.

25

Клинописная форма записи числа 23

Они также переняли шумерскую систему счисления, и это имело неоценимое научное значение, поскольку в ней использовалась позиционная форма записи, подобная используемой в нашей современной системе (в отличие от римских чисел). Различие заключается в том, что мы работаем с десятичной системой, а у них основание равнялось шестидесяти. Эта шестидесятеричная система появилась в третьем тысячелетии. Числа до 60 записывались обычным образом, наподобие римских цифр, по принципу повторения клинообразных знаков для десятков и вертикальных штрихов для единиц. (См., например, запись числа 23 на ил. 25.) После 60 знаки разделялись пробелами. Если заменить пробелы запятыми, то, например, число 2,9,14 будет означать:

Сложности в этой системе могут возникать, когда такая же последовательность чисел используется для дробей. Это свойственно и нашему десятичному представлению, где употребление последовательности 3546 может в равной мере означать и 3546, и 345,6, и 35,46 и т. д. Возникает потребность в каком-нибудь пунктуационном знаке, чтобы отделить дробную часть от целой, и современные авторы договорились употреблять в этом случае точку с запятой. Так, последовательность чисел 2,7,17;52,13 может теперь быть использована для представления шестидесятеричного числа:

Вероятно, перевод нашего десятичного представления в столь мощную систему, как вавилонская, может показаться неудобным, однако такая комбинированная форма записи не должна вызывать слишком серьезных затруднений, поскольку мы пользуемся вавилонским наследием всякий раз, когда записываем время в часах, минутах и секундах или углы – в градусах, минутах и секундах и т. д. Характеризуя их систему как «мощную», мы имеем в виду то, что число 60 имеет много простых множителей. (Счет по пальцам, определяемый эволюционным развитием, был бы совместим с этой системой, окажись мы обладателями 12 или даже 30 пальцев.)

Шумеры, а вслед за ними и вавилоняне, искусно применяли эту систему счисления. Для упрощения расчетов они придумали одно из наиболее полезных научных изобретений, а именно – таблицы чисел. Они располагали таблицами умножения, таблицами для взаимно обратных величин, для площадей и даже для квадратных корней. Вавилоняне были экспертами в проведении вычислений, которые мы без тени смущения можем назвать алгебраическими. Они умели решать линейные и квадратные уравнения, и даже частные случаи уравнений с более высокими степенями. Они доказывали алгебраические формулы геометрически, делая это почти так же, как мы, если иметь в виду греческую традицию. Такие технические приемы широко использовались в период первой вавилонской династии, начавшейся с правления Хаммурапи, «законодателя», и длившейся три столетия. (Эта династия прекратила свое существование не позже 1531 г. и, по мнению некоторых специалистов, не ранее 1651 г.) Все свидетельства указывают на относительную многочисленность образованных жрецов, являвшихся первоклассными экспертами в области арифметики, и этот факт крайне важен для подаренного ими миру типа астрономии.

Самый ранний письменный период месопотамской истории свидетельствует об огромном разнообразии местных культов, распространявшихся по мере изменения политической власти и передававшихся от древнейших шумерских народов вплоть до их семитских преемников. Многие боги не имели никакого отношения к небу, но в городе Уре почитали местное божество по имени Син – бога Луны; в городах Ларса и Сиппар чтили Шамаша – бога Солнца (ил. 26); а в некоторых других поклонялись богине Иштар, позже отождествляемой с планетой Венерой, но сначала, по всей видимости, олицетворявшей плодородие. В самом Вавилоне, после того как Хаммурапи объединил всех богов городов-государств в единый пантеон, хранили верность Мардуку – богу, наделенному превосходством верховного «Творца». Вавилонский миф о сотворении мира «Энума элиш» («Когда наверху») ежегодно декламировался в четвертый день новогоднего празднества, проводимого в Вавилоне во время первых двенадцати дней месяца нисан. Он повествует о том, как бог Мардук возвысился до царствования над другими богами, победив силы хаоса, персонифицированные в богине моря Тиамат. Затем он, по преданию, создал мир и построил город Вавилон, сделав его земным обиталищем богов.

Не всех богов можно каким-либо образом идентифицировать со звездами: трое высших – Ану, Энлиль и Эа – соответствовали небу, земле и воде. Однако есть все основания полагать, что древние вавилонские боги были, по преимуществу, космическими в той или иной своей ипостаси. Проявление глубокого интереса к космическим вопросам напрямую следует из дошедших до нас древнейших литературных произведений. Вавилонский эпос о Гильгамеше содержит косвенные упоминания о ритуальных наблюдениях Солнца, Луны и планет над вершинами далеких гор.

26

Верхняя часть «Таблички бога Солнца» из Сиппара (в настоящее время хранится в Британском музее). В пространном клинописном тексте, расположенном под этим изображением (отсутствующем на приведенной иллюстрации), Набу-апла-иддин описывает, как он реставрировал древнее изображение бога Солнца и его храм (ок. 870 г. до н. э.). На иллюстрации царя подводят к алтарю, на котором покоится солнечный диск Шамаша.

Потрясенный смертью своего друга, Гильгамеш отправляется в путешествие и приходит к горе Машу, «Чьи вершины небесного свода достигают, / Чьи основания нижней части преисподней достигают». Там он возносит молитву Луне (Сину), прося у нее защиты. В этих горах находились ворота, через них Солнце отправлялось в свое дневное путешествие. Ворота стерегли два человека-скорпиона – муж и жена, они впустили Гильгамеша. Он шел одиннадцать часов в абсолютной темноте, а на двенадцатом увидел свет, появившийся у выхода по другую сторону гор, где он попал в прекрасный сад с растениями из драгоценных камней. Гильгамеш отыскал цветок, дарующий бессмертие, но его утащила и проглотила змея, которая, сбросив кожу, обновила свою жизнь – аллегория, предположительно, относящаяся к движению Солнца. Считалось, будто Солнце, как змея, обладает властью обновлять свою жизнь, но Гильгамешу было отказано в такой возможности. В целом печальный посыл всего этого эпического произведения понятен: человек смертен.

27

Еще в пятом тысячелетии до н. э. торговцы с берегов Тигра и Евфрата накладывали на глину оттиски для опечатывания дверей, сосудов и других емкостей. После XXXV в. до н. э. были в ходу искусно гравированные цилиндрические печати, которые прокатывали по глине, чтобы оставить на ней отпечаток. На рисунке изображен оттиск, оставленный печатью, относящейся к Аккадской династии (третье тысячелетие). Он содержит довольно распространенное изображение, связанное с эпосом о Гильгамеше (в настоящее время хранится в Британском музее). На рисунке бог Солнца Шамаш, которого можно узнать по исходящим от плеч лучам и пиле в руке, поднимается из седловины, образуемой двумя вершинами горы Машу.

Месопотамские цилиндрические печати (гравированные цилиндры, размером с колпачок от ручки; ими прокатывали по мягкой глине и на ней оставалось какое-либо изображение) подтверждают догадку, что отдельные элементы этой истории были хорошо известны. На них часто изображается бог Солнца, ступивший в горный проход между двумя воротными столбами, и иногда потрясающий ключом от ворот. На воротах сидят львы – распространенный атрибут Солнца, а от плеч божества исходят солнечные лучи. В окрестностях Вавилона нет гор, которые можно увидеть из долины Тигра; небольшие горы, откуда мог прийти культ поклонения богу Солнца, есть на востоке – в Эламе (в районе города Сузы) или в гористой местности, простирающейся к северо-западу от Вавилона, на территории современной Турции. Бог Солнца изображался с пилой, и, если не поднимался, опираясь на собственные руки, то стоял, опершись одной ногой на гору (ил. 27). Как видно из более поздних изображений (ок. 1800 г. до н. э.), горы были заменены на структуры, больше похожие на пни, что лучше соответствовало особенностям вновь освоенных территорий. Это указывает на важность местных обстоятельств. Они частично влияли как на мифологию, так и, в равной степени, на религиозные техники наблюдений за небом.

При Хаммурапи унифицировали не только пантеон, но и календарь, и месяцам присвоили вавилонские названия. Поскольку продолжительность месяца близка, но не равна в точности 29,5 суткам, и поскольку количество месяцев в солнечном году не является целым числом (оно равно примерно 12,4), любой календарь, предполагающий их совместное использование, нуждался в правилах интеркаляции. Такие правила были установлены, и, согласно им, месяц должен содержать 29 либо 30 дней, а год – 12 либо 13 месяцев. Хотя они далеки от совершенства, и их применение не носило универсального характера, этими правилами продолжали пользоваться вплоть до 528 г. до н. э. На протяжении всей истории встречаются примеры тесных отношений между календарем и культурой; каждая династия – или, в других случаях, каждая религия или религиозная секта – стремится использовать собственный календарь. Поэтому особый интерес представляет обнаружение письма Хаммурапи, в котором он сообщает адресату о своем решении вставить в календарь дополнительный месяц. В письме указывалось, что это распространяется и на сбор налогов. Ухищрение, похоже, не имеющее параллелей в современной истории.

Вавилонян очень часто, и не всегда из лучших побуждений, причисляли к астрологам. Смысл, обычно вкладываемый в это слово, появился в относительно поздний период и в гораздо большей степени обязан греческому влиянию; однако не вызывает сомнений, что большинство вавилонских предсказаний самого раннего периода носило космический характер. Конечно, далеко не все предзнаменования являлись астральными. Например, созвездия, Солнце, Луна и Венера были так или иначе связаны с богами, но существовало и множество земных божеств. До нас дошла очень большая серия предзнаменований – всего около семи тысяч, – содержащая многие тысячи самых разных явлений, каждое из которых могло стать предметом толкования. Эта серия известна по ее начальным словам как «Энума Ану Энлиль…» (Когда боги Ану и Энлиль…). Предзнаменования дошли до нас в табличках, относящихся ко времени, когда Вавилоном правили касситы (приблизительно 1500–1250 гг. до н. э.), но многие из них с большой вероятностью скопированы с более ранних источников, включая Аккадскую династию (около 2300 г. до н. э.). Даже за несколько столетий до начала новой эры существовал класс людей, известных как «писцы Энума Ану Энлиль». Многие из предзнаменований учитывали астрологическое значение положений и появлений планеты Венеры. Шестьдесят третья табличка этой серии на деле представляет собой наиболее важный из всех ранних астрономических документов, поскольку в ней содержится описание методов расчета появления и исчезновения Венеры и астрологические интерпретации этих событий.

Таблички с материалами наблюдений Венеры (их различные сохранившиеся копии) связывают с эпохой царя Амми-цадуки, чье правление началось спустя 146 лет после начала правления Хаммурапи. В главе 2 мы ввели понятие гелиакических восходов и заходов неподвижных звезд. В табличках Амми-цадуки приведен практически полный перечень гелиакических восходов и заходов планеты Венера за 21 год, и к каждому из этих событий прилагались астрологические толкования, касающиеся перемен в климате и ратных делах, голода и эпидемий, судеб царей и наций.

Прежде чем начать обсуждать эти знаменитые таблички, мы должны сделать отступление для объяснения рассматриваемых в них движений с современной точки зрения. Хотя это и не соответствует древним представлениям о данном предмете, но чтобы вспомнить особенности этих движений, полезно рассмотреть их, располагая Солнце в центре планетной системы. Общий принцип обращения вокруг Солнца всех планет, видимых невооруженным глазом, останется прежним: если смотреть на Солнечную систему со стороны северной части неба, то планеты будут двигаться против часовой стрелки. (Речь идет о долгопериодическом движении, не имеющем ничего общего с мнимым суточным движением – восходами и заходами, происходящими в результате вращения Земли вокруг своей оси. Ил. 28 иллюстрирует излагаемые здесь базовые положения.) Безусловно, планета, наблюдаемая с какого-либо места в Северном полушарии Земли, будет ежедневно вставать и садиться, но если в течение долгого времени наблюдать ее движение на фоне неподвижных звезд, то в большинстве случаев она будет медленно смещаться влево, в сторону, противоположную суточному движению. Тогда каждый следующий день она будет восходить чуть позже, чем в предыдущий. Это же справедливо и для Солнца, поскольку, после минутного размышления, станет понятно: если Земля обращается вокруг Солнца против часовой стрелки, то и Солнце, наблюдаемое с Земли, будет обращаться вокруг нас тоже против часовой стрелки. Этот тип движения на фоне звезд называют «прямым». Забегая вперед, скажем, что именно поэтому положения планет и звезд «по долготе», записанные в эклиптических, или экваториальных, координатах, будут систематически увеличиваться.

28

С чисто геометрической точки зрения Солнечную систему можно рассматривать и как гелиоцентрическую, и как геоцентрическую, хотя и не с такими принятыми в древности геометрическими допущениями. Земля, как и остальные планеты, обращается вокруг Солнца, мало чем отличаясь от них в этом смысле. (Для простоты здесь изображены только четыре орбиты, причем все они предполагаются круговыми.) Мы можем без ущерба для всей конфигурации связать неподвижный центр этой системы с Землей. Можно предположить далее, что Солнце обращается вокруг Земли (также в направлении, противоположном движению часовой стрелки, как это показано на рисунке), а все другие планеты следуют за ним, и в центрах их орбит расположено Солнце.

Обычно планеты движутся относительно звезд в прямом направлении, но иногда они начинают двигаться в противоположную сторону. Такое движение называют «попятным». Венера находится ближе к Солнцу, чем мы, и поэтому может располагаться между нами и Солнцем, или по другую сторону от него. Когда Венера находится за Солнцем, она движется в прямом направлении, поскольку ее собственное прямое движение складывается с прямым движением Солнца. Однако, когда она приближается к нам, у нее появляется попятное движение (перемещение слева направо, если наблюдать с севера), так как при наблюдении с Земли оно оказывается более быстрым, чем прямое движение Солнца (справа налево). Есть положения, когда она будет казаться неподвижной для земного наблюдателя. На ил. 29 они помечены точками MS и ES (предполагается, что линия, соединяющая Солнце с Землей, неподвижна). В первой точке стояния планета видна утром, непосредственно перед рассветом, но вечером она зайдет за горизонт раньше Солнца, и потому будет невидима. Когда Венера находится в другой точке стояния ES, она видна только по вечерам, после заката, а утром взойдет после Солнца, скрытая его лучами.

29

Конфигурации Венеры, нижней планеты (то есть планеты, находящейся внутри орбиты Земли). Соотношение относительных размеров орбит на рисунке близко к реальному. Меркурий – другая нижняя планета – движется аналогично.

Приближаясь к верхнему соединению, помеченному на рисунке точкой SC, или нижнему соединению, IC, Венера становится невидимой, поскольку и в том и в другом случае ее затмят солнечные лучи. Чтобы стать доступной наблюдению, она должна находиться на расстоянии примерно 10° от Солнца. (Величина этого угла зависит от многих факторов, но у нас пока нет нужды вдаваться в эти подробности.) На рисунке точки MF и ML обозначают положения, когда Венера наблюдается первый и последний раз в виде утренней звезды; а EF и EL – точки ее первого и последнего появления в виде вечерней звезды.

Полный цикл движения Венеры относительно Солнца длится 584 дня. Период, в течение которого она остается невидимой, зависит от нескольких факторов, таких как географическая широта и время года. По очень грубой оценке, дюжина недель невидимости в верхнем соединении и две недели в нижнем – вполне приемлемое приближение.

В числе планет, известных до открытия в XVIII в. Урана, есть еще одна, тоже расположенная между нами и Солнцем и движущаяся примерно так же, как Венера. Это – Меркурий. Орбиты верхних планет (до Урана были известны только Марс, Юпитер и Сатурн) располагаются за пределами орбиты Земли, поэтому они ведут себя иначе. Например, их можно наблюдать в полночь высоко над головой, что, очевидно, совершенно исключено для Меркурия и Венеры; однако у них равным образом могут быть попятные движения, и они в свою очередь имеют периоды невидимости, наступающие, когда их угловое расстояние от Солнца в соединении невелико.

Первые и последние появления планет вызывали у вавилонян огромный интерес. По-видимому, они стали обращать на это внимание после того, как установилась традиция наблюдения гелиакических восходов неподвижных звезд. Эти наблюдения имели огромное значение для выработки теорий, позволяющих предсказывать положения планет, поскольку они задавали точки отсчета, относительно которых можно определять положение планеты в тот или иной момент времени.

В табличках с информацией о наблюдении Венеры времен Амми-цадуки приведены годы, месяцы и номера дней, когда планета достигает положений EL, MF, ML и EF в течение примерно 21-летнего периода. Поэтому в конечном счете должно было выясниться, и действительно выяснилось, что последовательность этих событий почти в точности повторяется через каждые восемь лет (точнее, через каждые 99 вавилонских месяцев, за вычетом 4 дней). Это стало ясно после пяти полных циклов с четырьмя указанными событиями. Мы можем самостоятельно убедиться в справедливости этого тождества, вытекающего из равенства синодического периода Венеры (времени, затрачиваемого на один оборот вокруг Солнца относительно линии, соединяющей Солнце с Землей) 583,92 суток; пять таких периодов образуют 2919,6 суток, в то время как 8 лет, по 365,25 суток каждый, дают нам 2922,0 суток. Впоследствии астрономы извлекли много пользы из этого близкого тождества, осознав, что после первых восьми лет наблюдений будет нетрудно довольно точно рассчитать эфемериды Венеры, поскольку ее координаты почти в точности повторятся в те же дни (солнечного) календаря. Похожие циклические соотношения существуют у всех планет, но они не столь просты, как в приведенном случае.

Одна из версий этих табличек отчетливо демонстрирует, что в ней мы имеем дело не просто с последовательностью необработанных наблюдений, а с данными, складывающимися в узнаваемую схему. Например, периоды невидимости всегда указываются равными либо трем месяцам, либо семи дням, а даты разбиты по группам с равными интервалами, повторяющимися от группы к группе. (Например, планета покидает одно положение MF на второй день первого месяца и переходит в следующее положение EF на третий день второго месяца, затем в следующее положение MF на четвертый день третьего месяца и т. д.) Это служит наглядным подтверждением учета периодичности явлений, а это является крайне важной вехой в истории научной астрономии. К большому сожалению, мы не можем точно датировать эту табличку. Она была изготовлена не позже разгрома Мидасом библиотеки Ашшурбанапала в 612 г. до н. э., но вполне может быть отнесена к VIII или IX в.

Точная последовательность дат, содержащаяся в исходных табличках Амми-цадуки, позволила Б. Л. Ван дер Вардену датировать их, в результате чего он отверг две из трех вавилонских хронологий, пользовавшихся доверием историков. В его хронологии династии Хаммурапи отводятся 1830–1531 гг. до н. э., где его собственное правление приходится на 1728–1685 гг. до н. э., а правление Амми-цадуки – на 1582–1562 гг. до н. э. В целом же вопрос продолжает оставаться в высшей степени неопределенным. Часть затруднений связана с тем, что по религиозным и астрологическим соображениям венерианские таблички неоднократно переписывались в течение нескольких столетий. И даже их косвенная причастность к Амми-цадуке признавалась не всегда и не всеми. Как уже упоминалось, планета Венера отождествлялась с богиней Иштар, а календарь, по которому отмечались ее появления, основывался на движениях Солнца и Луны, а они, в свою очередь, были связаны с богами Шамашем и Сином. В те далекие времена астрологические и религиозные мотивы были неотделимы друг от друга. Считалось, что почитаемые божества, появляясь на небе, способны оказывать влияние на происходящее в делах любви, вражды и других формах человеческого поведения. («Когда Венера стоит высоко, соитие будет особенно приятным…» и т. д.) Третий аспект описываемых затруднений заключается в следующем. Как только стало возможным научное предсказание планетных положений, предугадывание событий по планетам стало следовать естественному порядку вещей. Конечно, всегда находились те, кто верил в их божественную силу. С течением времени эта религиозная вера утратила свое былое значение или вовсе исчезла, но она оставила после себя веру в возможность осуществления предсказаний с опорой только на планетные положения. Астрология без религии могла стать более научной, однако в каком-то смысле она одновременно стала менее рациональной, сделав человеческие действия зависимыми уже не от богов, обладавших человеческими качествами, а только от небесных объектов. В период классической Античности, затем в Средние века и позже астрологи напряженно трудились над тем, чтобы восстановить отдельные элементы утраченной рациональности, изобретая теории небесных влияний.

Хетты разгромили Вавилон в 1530 г. до н. э., но вскоре он вошел в состав империи касситов. Этот период завершился около 1160 г. до н. э., и в течение всего этого времени астрономические традиции постепенно укреплялись. Именно в этот период составлен список предзнаменований Энума Ану Энлиль – серия табличек, уже упоминавшаяся нами ранее в связи с сохранившимися табличками с материалами наблюдений Венеры времен Амми-цадуки. Вавилон уже обладал репутацией просвещенного города: еще до начала ассирийского господства ассирийцы использовали вавилонский диалект в своих произведениях. Были дополнены звездные списки, связывающие наступление нового месяца с гелиакическими восходами звезд. Их часто ошибочно называют «астролябиями», но они более известны по их ассирийскому названию «три звезды в каждом». Они обычно содержат по 36 звезд: 12 «звезд Ану», расположенных вблизи небесного экватора, «12 звезд Эа» – к югу от него, и «12 звезд Энлиля» – к северу. (В них, отметим, время от времени встречаются названия планет. Это странно, поскольку гелиакические восходы планет происходят не в одни и те же дни.) Возможно, согласно одной из современных точек зрения, «пути» трех богов не опоясывали все небо, а отмечали сектора восточного горизонта, где восходили эти звезды. Известные нам образцы «трех звезд в каждом» происходят из Вавилона, Ашшура, Ниневии и Урука. Часть этих особых табличек имела прямоугольную форму, но обнаружены и круглые, напоминавшие по внешнему виду мишень для игры в «дротики», разделенную на двенадцать секторов.

Некоторые цифры на двух таких табличках (одной прямоугольной и одной круглой) были интерпретированы как свидетельство деления вавилонянами дневного времени суток на двенадцать равных частей. То же самое они проделывали с ночью. (Сравните это со сказанным выше, на с. 57, о делении ночи и дня на двенадцать частей египтянами.) Строго говоря, такой способ деления устанавливает зависимость между продолжительностью часа и временем года. Это считалось обычной практикой во всем ближневосточном регионе, а впоследствии – и во всей Европе. Греческий историк Геродот сообщает нам, что греки переняли свой двенадцатичасовой день от вавилонян. Этот способ счета времени стал общепринятым, несмотря на свое, по всей видимости, сугубо астрономическое происхождение. С другой стороны, существовал метод «равных часов», точно отмеряемых, например, по суточному вращению небес или при помощи клепсидр. Однако даже при использовании клепсидр существовала потребность в неравных, сезонных часах, поскольку были найдены глиняные таблички с таблицами, в которых указывалось количество воды, расходуемой в течение одной ночной стражи, с разбивкой всего года на пятидневные интервалы. (Ночь делилась на три стражи.) Призма из слоновой кости, найденная в Ниневии (время происхождения VIII в. до н. э. или позже) и хранящаяся сегодня в Британском музее, показывает, что перевод между этими двумя системами счета времени, в которых использовались равные и сезонные часы, впоследствии являлся одной из задач, решаемых астрономией. Вавилонские астрономы пользовались 12-часовой системой двойных часов (беру), каждый из них делился на 30 частей (уш), то есть один уш равнялся четырем нашим минутам.

Из «трех звезд в каждом» развилась другая традиция. Ее следы мы находим в серии двухсторонних глиняных табличек, содержащих текст, представляющий собой астрономо-астрологический компендиум, известный как МУЛ.АПИН. Эта серия, как известно, была составлена из текстовых фрагментов, написанных в разные столетия, древнейший из дошедших до нас датируется VII в. до н. э. Заглавие, переводимое как «Плуг», просто воспроизводит начальные слова из списка звезд и созвездий, с них и начинается этот текст. Похоже, что набор базовых сведений изложен только в первых двух табличках. По клинописным знакам сохранившихся фрагментов можно составить полное представление о содержании первой таблички и восстановить бо́льшую часть второй. Вероятно, они включают выборку из наиболее существенных вавилонских астрономических представлений и заканчиваются небесными знамениями, взятыми целиком из начала первого тысячелетия до н. э. Современные ученые исследовали эту подборку текстов множеством разных способов; некоторые трактовали ее как серии астрономических комментариев, составленных для различных целей, другие – как набор абстрактных схем для составления предсказаний, не более. Вне зависимости от сделанных ими выводов, они обнаружили высокую степень астрономической компетенции, поскольку временами складывается впечатление, будто эти таблицы составлены для устранения противоречия, возникавшего в случае, если наблюдаемые на небе события не соответствовали предсказанному.

Были усовершенствованы прежние списки «звезд Эа, Ану и Энлиля»; составлены списки звезд с восходами, совпадающими с заходами других звезд, и для некоторых из них указан период невидимости. Таблички позволяют составить представление о названиях и структуре созвездий, используемых вавилонянами, и заимствованных в отдельных случаях у шумеров. Они не всегда совпадают с нашими, хотя в итоге благодаря посредничеству греков мы переняли бо́льшую часть из них. Например, АПИН, если подразумевать под этим словом плуг, соответствует нашему созвездию Треугольник с включением в него звезды γ Андромеды. Шумерские названия созвездий Телец, Лев и Скорпион дошли до наших дней, хотя и с небольшими изменениями. Изготовление карты звездного неба – вещь вполне заурядная, и один из ранних образцов, взятый из библиотеки Ашшурбанапала в Ниневии, несмотря на отсутствие нескольких фрагментов, отображает девять или десять узнаваемых групп звезд (ил. 30).

В реальной жизни восходы и заходы звезд в пустыне происходят не столь безукоризненно, как в голливудских фильмах об Аравии. Если на высоких широтах фактором, ощутимо влияющим на качество наблюдений, являются водяные пары (наряду с другими типами атмосферной абсорбции), то ближневосточный горизонт часто бывает скрыт за атмосферной турбулентностью и пылью. Ассирийские записи показывают, что первое появление молодой Луны часто регистрировалось, когда она была уже высоко над горизонтом. Поскольку наблюдения восходов очень часто бывали неточны, а в отдельных случаях им мешали строения, в табличках МУЛ.АПИН приводился список вспомогательных звезд (зикпу-звезд), кульминировавших (пересекавших меридиан) одновременно с восходом более фундаментальных звезд. Под «фундаментальными звездами» мы понимаем звезды, по восходу которых велся счет времени и рассчитывался календарь. Указанный список зикпу-звезд важен с научной точки зрения, поскольку он представляет собой шаг в направлении более надежного измерения времени. Например, сохранились отчеты о наблюдении лунных затмений, относящиеся ко времени не позднее VII в. до н. э., когда время определялось по кульминациям зикпу-звезд с внесением небольших дополнительных уточнений, определяемых по водяным часам. (Как уже упоминалось, единицей измерения времени был уш, соответствующий нашим 4 минутам.)

Серия МУЛ.АПИН не пользовалась зодиакальными знаками как средством деления пути Солнца среди звезд на двенадцать частей, но она оперировала в целом схожей системой, поскольку в ней приводится список созвездий на пути Луны. Похоже, речь идет о восемнадцати созвездиях, носящих имена богов, встречаемых Луной на своем пути, а не появившихся позже двенадцати знаках зодиака. Конечно, путь Луны по небу более или менее совпадает с солнечным – расхождение составляет всего лишь пять градусов, или около того, – поэтому короткий список является частью более длинного. Из текста становится ясно, что пути движения Солнца, Луны и пяти планет рассматривались как схожие. Невзирая на существование способа деления неба на восемнадцать частей, солнечный год к этому времени, определенно, делился на двенадцать месяцев.

30

Рисованная копия фрагментов карты звездного неба из библиотеки в Ниневии, основателем которой считают Ашшурбанапала, последнего из великих ассирийских царей, правившего в 668–627 гг. до н. э. На этом глиняном диске приведены клинописные названия и схематические изображения звезд и созвездий (звезды соединены линиями, как на современных картах). Против часовой стрелки снизу: Сириус (Стрела), Пегас и Андромеда (Поле и Плуг), Овен, Плеяды, Близнецы, Гидра с Вороном и Девой, Весы. Следует отметить, что небо разделено на восемь частей. (Британский музей, табличка K 8538, скопировано Леонардом Кингом [1912], исправлено Иоганном Кохом [1989].)

Другим примером того, как серия МУЛ.АПИН может свидетельствовать о возрастающем значении математики в астрономии, является список времен, когда тень от вертикального стержня (гномона) высотой в один локоть достигает 1, 2, 3, 4, 5, 6, 8, 9 или 10 локтей в длину в разные сезоны. И снова мы имеем здесь дело не с отчетом о наблюдениях в строгом смысле этого слова, а скорее с результатом некой рационализации, воплощенным в перечислении твердо установленных правил, задающих соразмерность между временем восхода Солнца и длиной тени. Проще говоря, хотя этот перечень и несовершенен, он научен в буквальном смысле этого слова, и какую бы часть этих табличек мы ни взяли, мы найдем там систематическое приведение наблюдательных данных к какому-либо рациональному порядку. Например, они содержат правила расчета времени восхода и захода Луны в зависимости от ее фазы. (Так, в новолуние она садится почти одновременно с заходом Солнца; затем ее заходы происходят с задержкой на одну пятнадцатую часть ночи в каждый следующий день; а после пятнадцатой ночи приводятся аналогичные правила, но уже для ее восходов.) Похожие правила оставались в ходу еще в эпоху Римской империи. Будучи основанным на арифметических процедурах, этот материал имел высокое практическое значение. Одна из простейших схем включения в календарь дополнительных дней основывается на определении даты первого месяца в году, когда Луна проходит через Плеяды. Согласно этому правилу, в «идеальный год» это случается в первый день. Если же это случается в третий день, то надлежит произвести интеркаляцию.

Для сравнения, процедуры, применяемые в отношении планет, были значительно примитивнее, и даже теория Луны, содержащаяся в этой работе, чрезмерно проста по сравнению с возможными достижениями того времени, когда изготовлялись копии многих из сохранившихся табличек. Они имеют давнюю историю, но, вероятно, созданы где-то на широте Ниневии в начале первого тысячелетия. Вне зависимости от точности содержащейся в них информации, они свидетельствуют о глубокой заинтересованности в разработке теоретических основ астрономии.

Похоже, что в течение всего периода, пришедшегося на падение Ассирийской империи, возрождение вавилонского наследия при халдейском правлении, а затем персидское завоевание, интеллектуальная жизнь и религиозные искания были столь же насыщены, как и прежде. Клинописные тексты продолжали писаться на шумерском и аккадском языках, хотя в гражданской жизни и тот и другой уступили место арамейскому языку и алфавиту. Предзнаменования стали использоваться для предсказаний, осуществляемых в новом стиле – на основе гороскопов, то есть на сопоставлении с небесами того, что считалось важным в данный момент – начало путешествия, сражение, чье-либо рождение и т. д. Проводились систематические наблюдения планет, а также Луны и затмений – не спорадически, а без каких-либо значительных перерывов – вплоть до окончания эпохи Селевкидов. Описания затмений удивительно подробны и включают как числовые, так и другие характеристики, иногда даже направление дующего ветра. Записи, которые считались особенно важными, хранились в текстах селевкидских архивов. Их можно разделить на две главные категории – то, что Абрахам Закс назвал «астрономическими дневниками», и (встречающиеся гораздо реже) подборки данных, содержащие наблюдения какого-либо отдельного астрономического явления за несколько лет.

Дневники (наиболее ранние из них датируются 652 г. до н. э.) содержат описание многих «значимых» событий самого разного толка – положений планет по отношению к неподвижным звездам, погодных условий, солнечных гало, землетрясений, эпидемий, уровней воды и даже рыночных цен. Угловые расстояния определялись в «пальцах» и «локтях» (по 24 пальца в каждом); те же единицы использовались для измерения длины. В случаях, когда при интерпретации данных наблюдения можно было сопоставить локти с градусами, один локоть оказывался равным примерно 2,2 градуса, но при вычислениях обычно используют величину 2 градуса.

Собрания наблюдений доказали свое огромную значимость позднее спустя долгое время. В частности, александрийский астроном Птолемей выбрал год восшествия на трон Набонасара (747 г. до н. э.) как точку отсчета своего календаря, главным образом потому, что имевшиеся в его распоряжении давние наблюдения начинались именно с этого времени. Некоторые доступные сегодня данные по затмениям восходят к 731 г. до н. э. Они включают также лунные и солнечные затмения, распределенные по 18-летним периодам, наблюдения Юпитера (12-летние периоды), Венеры (8-летние периоды, их механизм рассмотрен выше) и другие данные, касающиеся Меркурия и Сатурна. С течением времени добавилась более детальная информация, например записи о соединениях с неподвижными звездами и удалениях от них. Регистрация периодичности движения планет также являлась нововведением; хотя она и была известна задолго до этого, но не фиксировалась в явном виде даже в текстах МУЛ.АПИН. Эти записи широко использовались как вспомогательное средство для прогнозирования – короткие периоды для приблизительных прикидок и более длительные периоды в том случае, если требовалась бо́льшая точность.

18-летний солнечный и лунный период имел огромное значение в позднейшей истории календаря. Вавилоняне открыли период, по истечении которого цикл затмений начинает воспроизводиться примерно в том же порядке не только по характеру прохождения, но и по времени суток. Они обнаружили, что это случается каждые 18 лет или, точнее, 6585⅓ суток (18,03 года), образующие целое число (223) синодических месяцев (от новолуния до новолуния). Им повезло с этим открытием, поскольку, используя современную техническую терминологию, время суток, когда случается затмение, существенным образом зависит от движения Луны «в аномалии». Аномалистический месяц отсчитывается от перигея до перигея (перигей – ближайшая к Земле точка лунной орбиты), и получается, что 223 синодических месяца приблизительно равны 239 аномалистическим месяцам.

Сейчас самое время ввести представление о драконическом месяце, который измеряется относительно узлов лунной орбиты – точек на небе, где пути Солнца и Луны пересекаются. Если принять во внимание причины обоих видов затмений, становится очевидным, что для наступления затмения Солнце и Луна должны одновременно находиться вблизи узлов. (Луна может отклоняться от солнечной траектории примерно на пять градусов, а видимые угловые размеры обоих объектов составляют только около половины градуса. Угловые размеры земной тени на расстоянии лунной орбиты, в которую Луна вступает во время лунного затмения, – около 84′.) Здесь опять 223 синодических месяца равны примерно 242 драконическим месяцам, и это целочисленное совпадение является условием столь хорошего соответствия 18-летнего периода для расчета затмений.

Некоторые современные авторы до сих пор ошибочно называют период из 223 месяцев саросом, используя греческое слово, когда-то обозначавшее гораздо более долгий вавилонский период времени (3600 лет). Современное использование этого слова имеет долгую и путаную историю; оно появилось не ранее чем в X в. н. э. и известно нам по энциклопедии Суда. Сами древние греки иногда, чтобы избавиться от разницы в ⅓ дня, брали период из 669 месяцев, так называемый экселигмос. Он также был известен ранее вавилонянам.

223‐месячный период, как иногда полагают, использовался главным образом для приведения в соответствие солнечного и лунного календарей, однако его астрономическая ценность, очевидно, заключалась не только в этом. В долгосрочной перспективе он мог помочь отыскать фундаментальные астрономические периоды, относящиеся к движению Солнца и Луны, от которых так сильно зависит точная теория планетных движений. Тем не менее самые первые попытки использования 223‐месячного периода связаны с определением дат возможных затмений, без какой-либо гарантии наступления затмения в действительности. Вероятнее всего, он сначала использовался для лунных затмений, и лишь спустя какое-то время – для солнечных. Согласно открытию вавилонян, затмения должны происходить через каждые 6 месяцев, но иногда случаются через пять. Предположим, что в одном 223‐месячном периоде содержится x 6‐месячных интервалов и y 5‐месячных. Тогда 6x + 5y = 223. Это уравнение имеет единственное решение, в котором x равен 33, а y – 5. Табличные схемы с датами возможных лунных затмений, включающие в себя эти числа, составлены вавилонянами не позднее 575 г. до н. э., но самые ранние известные нам описания затмений были начаты в 747 г. до н. э., и они уже содержали предсказанные затмения. В более поздние периоды существовали предсказания затмений с указанием времени дня или ночи, когда, предположительно, должно начаться затмение.

Желающие оценить точность упомянутых выше соотношений, связанных с 223‐месячным периодом, могут использовать указанные современные значения для продолжительностей трех типов месяцев, а именно – синодического (29,5306 суток), аномалистического (27,5546 суток) и драконического (27,2122 суток). Для справки на будущее, есть еще один, четвертый тип месяца – сидерический, определяемый как период обращения Луны относительно звезд при наблюдении с Земли; он имеет численное значение 27,3217 суток. (Все сутки считаются сутками солнечного года.) Однако рассматривая 223‐месячный период с современной точки зрения и принимая во внимание то, что ни одно периодическое соотношение такого рода не может быть точным, мы упускаем из виду следующее: схема, воспроизводящая себя через целое количество дней, относилась к области желаемого, но не действительного. Оперирование округленными значениями также замалчивает тот факт, что отдельные месяцы немного различаются по продолжительности, в результате чего реальная длина 223‐месячных периодов превышает целое количество дней на небольшую переменную величину (колеблющуюся между 6 и 9 часами). Существуют две известные нам вавилонские схемы моделирования продолжительности 223‐месячного периода, свидетельствующие о выдающихся достижениях тех, кто занимался их разработкой.

По сравнению с этими открытиями, отыскание периодичностей, требуемых для лунно-солнечного календаря (объединяющего месяцы в годы), должно представляться относительно тривиальной задачей, и тем не менее она была одной из тех, которые относились к вопросам высочайшей важности во всех ближневосточных религиях, в Древней Греции, а затем – в исламском и христианском мирах. Ко времени VI в. до н. э. вавилоняне использовали 8-летний период (99 синодических месяцев), а затем 27-летний период (334 месяца), но гораздо чаще употреблялся период, устанавливающий равенство между 19 годами и 235 месяцами. Безукоризненность этого соотношения может быть легко проверена с помощью приближенного значения продолжительности синодического месяца, приведенного выше, однако, совершая проверку, мы можем легко упустить один очень важный момент. Что в данном случае мы должны выбрать в качестве продолжительности года?

Если взять 365,25 суток, то расхождение составит около 0,06 суток. Число 365,25, как мы знаем, само является приближенным, и тут мы снова должны учитывать различие между двумя способами определения единицы времени, в данном случае – солнечного года. По аналогии с лунным месяцем можно ввести понятие сидерического года, измеряемого по движению Солнца относительно неподвижных звезд. Согласно наиболее общеупотребительному астрономическому определению, по крайней мере после греков, год измеряется иначе (тропический год) – по повторяющемуся прохождению Солнца через точки равноденствий или солнцестояний. Сегодня отсчет обычно производится от момента прохождения Солнцем весеннего равноденствия – в высшей степени абстрактной точки, которая позже стала использоваться в качестве точки отсчета в астрономической системе координат – точки весны (или «Головы Овна»). Она образуется пересечением эклиптики и небесного экватора, и в день весеннего равноденствия Солнце проходит через эту точку при движении с юга на север.

Почему указанные два способа определения года дают неодинаковый результат? Причина этого была обнаружена и убедительно объяснена только во II в. до н. э. греческим астрономом Гиппархом. Рассматривая вопрос в долгой перспективе, можно сказать, что это расхождение является следствием непостоянства ориентации земной оси в пространстве. В результате точка весны – точка отсчета, задаваемая положением земной оси, – перемещается на фоне звезд. Поэтому продолжительность года, рассматриваемая как интервал между повторными прохождениями Солнца через точку весны – то есть тропический год – отличается от сидерического года. Первый насчитывает (сегодня) 365,2422 солнечных суток, а сидерический год – 365,2564 солнечных суток.

Разница крайне мала, но вавилонская астрономия была очень точной, и несколько циклических соотношений, упоминаемых вавилонянами, дают возможность убедиться в том, что они получены с использованием сидерического года. Поскольку древнегреческие астрономы обычно пользовались тропическим годом, мы имеем здесь дело с одним из нескольких фундаментальных расхождений в подходах, применяемых указанными двумя влиятельными группами астрономов.

Если это справедливо для Солнца и Луны, то в равной степени справедливо и для планет: существуют простые периодические соотношения, найденные вавилонянами задолго до нашей эры. Мы уже видели на примере Венеры: за 5 циклов изменения своего положения на небе относительно Солнца (на это у нее уходит ровно 8 лет) она снова возвращается в исходное положение относительно звезд. Вводя обозначение [5ц, 8в, 8л], мы можем утверждать, что некоторые из соотношений такого типа (во всяком случае, перечисленные ниже) использовались задолго до того, как их письменно зафиксировали при Селевкидах: для Меркурия это [145ц, 46в, 46л], для Марса [37ц, 42в, 79л] и [22ц, 25в, 47л], для Юпитера [76ц, 7в, 83л] и [65ц, 6в, 71л], наконец, для Сатурна [57ц, 2в, 59л]. То, как использовались эти периоды, объясняется в текстах особого типа, названных Заксом «целевыми-годовыми текстами».

Указанные соотношения не точны, и знавшие об этом вавилоняне использовали вспомогательные правила для их корректировки. Например, Венера после пяти обращений вокруг Солнца отстает в своем восьмилетнем цикле движения относительно звезд на 2½ градуса. Соображения такого рода вели к установлению более длительных периодических зависимостей. Если говорить о Венере, то поскольку ее отставание составляет 1/144 часть окружности, то через 720 циклов изменения своего положения на небе относительно Солнца (720 = 144 × 5) она совершит также целое число полных оборотов, и это составит 1151 солнечный год (8 × 144 – 1).

Кроме того, имелись аналогичным образом полученные долгопериодические зависимости для других планет; результатом особого тщания, с которым рассчитывались эти длительные периоды, стало появление, по сути, самостоятельного астрономического раздела, нашедшего широкое применение от Индии на востоке до (в более скромной форме) Греции на западе. Согласно одному преданию (рассказанному римским философом Сенекой), вавилонянин Беросс – жрец бога Бела и основатель астрономической школы на греческом острове Кос (III в. до н. э.) учил, что когда все планеты выстроятся в соединении в последнем градусе Рака, то наступит сначала мировой пожар, а затем – всемирный потоп. Здесь мы тоже наблюдаем своего рода идею периодичности. С учетом выяснившегося характера периодичностей, повторение планетных влияний легко становится частью религиозной и астрологической догмы и хорошо сочетается с представлением, будто вся история вообще и даже само человеческое бытие есть не что иное, как периодический феномен. Нужно сделать только одно – найти интервал времени, после которого история повторяется, то есть отыскать наименьшее общее кратное всех долгих планетных периодов. Для получения простого ответа задача была слишком трудна. В отдельных вариантах предания о жреце бога Бела указывалось число лет с большим количеством нулей, например 2 160 000 (600 × 3600). Введенный гораздо позже индуистский временной период под названием махаюга является всего лишь удвоенным значением указанного числа, а это ясно демонстрирует его связь с вавилонским времяисчислением. Когда греки предложили свою идею «Великого года», они тоже, как правило, предлагали большие числа, кратные 360.

Число 360, известное нам как количество градусов в окружности, является своего рода фирменным знаком Вавилона. К началу V в. до н. э. у вавилонян уже существовали задатки координатной системы, поскольку они начали делить зодиак на двенадцать «знаков» одинаковой длины, называя их именами созвездий или значимых групп звезд – Овен, Телец (или Плеяды), Близнецы, Рак и т. д. Однако и тогда, и в более поздние времена существовал риск перепутать знаки с созвездиями из‐за сходства их названий. Со временем вероятность ошибки еще более возросла, поскольку прецессионное смещение полностью вывело звезды за пределы их первоначальных зодиакальных знаков. По этой причине вавилонская система координат, задаваемая относительно отдельных звезд, а не точки весны, была далека от совершенства, хотя их выбор понятен: звезды вполне наблюдаемы, а точка весны – нет.

Эти системы отличались друг от друга, но хорошей иллюстрацией того, что эти отличия часто не принимались во внимание, является общее для всех вавилонян утверждение, согласно которому точка весны находится в 8˚ Овна. Это замечание просочилось во второразрядную средневековую астрономию, а когда утратился контекст его употребления, оно окончательно потеряло всякий смысл. (Позже оно приобрело новое значение в контексте теории приливов и отливов, к чему мы вернемся в главе 8.)

Первый греческий текст, где использовались градусные астрономические обозначения, написал Гипсикл в середине II в. до н. э. (Более ранние авторы определяли угол в долях окружности или квадранта.) Вавилонские градусы ввел в употребление Гиппарх, самый влиятельный астроном до Птолемея. Однако Страбон, живший столетием позже, утверждает, что Эратосфен пользовался делением окружности на шестьдесят равных частей.

Введение системы небесных координат – в данном случае деление зодиака на двенадцать знаков по тридцать градусов в каждом – имело громадное значение для развития математической астрономии. Точные планетные периоды могли быть получены и без нее – из наблюдений, осуществляемых в течение долгого времени, однако такая система имела существенное значение для анализа нюансов планетного движения. Мотивы проведения такого анализа должны были быть в той или иной мере рациональными, хотя они имели много общего с религией и астрологическими предсказаниями.

Древняя месопотамская звездная религия поощряла только примитивную астрологию простых предзнаменований. В других ближневосточных религиях, таких как орфизм и митраизм, поддерживалась чуть более развитая зодиакальная астрология, и с расширением Персидской империи некоторые из этих верований получили распространение в римской и греческой цивилизациях. Из всех восточных религий зороастризм заслуживает того, чтобы сказать о нем подробнее. Эта религиозная доктрина, приписываемая пророку Зороастре (или Заратустре), постепенно стала господствующей религией в Иране, и по сей день имеются изолированные общины, практикующие ее в этой стране и в Индии. Доктрина основана на моральном дуализме добрых и злых начал и имеет много общего с древнейшими вавилонскими мифами, например с мифом о противостоянии Мардука и Тиамат. Однако ее отношение к астрономии менее очевидно. В своих поздних версиях она способствовала распространению учения о том, что естественное место человеческой души – на небесах, или, точнее, принимая во внимание западные трактовки, на планетных сферах. Были те, кто говорил о связи между зороастрийскими верованиями и ростом числа гороскопов рождения, особенно в Греции. Существовало убеждение: когда душа нисходит с небес (где она жила в согласии с вращением звезд), чтобы вселиться в человеческое тело, она продолжает подчиняться звездам. (Подобные рассуждения можно найти, например, в диалоге «Федр» афинского философа Платона.) Такая философская идея не может исчерпывающе объяснить феноменальный расцвет астрологии в поздний эллинистический период, но как бы то ни было, сам расцвет представляется вполне реальным, а это существенно увеличило спрос на астрономические предсказания. Греки прослышали о Зороастре в V в. до н. э., за столетие до Платона, однако будет небезынтересно узнать, что человеком, в значительной степени ответственным за распространение в Греции зороастрийских философских идей, являлся один из величайших греческих астрономов, живший в одно время с Платоном. Речь идет об Евдоксе Книдском – об этом ученом мы подробнее поговорим в следующей главе.

Каково бы ни было философское влияние зороастризма, его астрономическое содержание довольно наивно. Существовало определенное число рутинных процедур, в ходе которых использовалось астрономическое знание, например предсказание того, каким будет урожай, по утреннему восходу Луны после первого появления Сириуса; однако нет никаких оснований полагать, что персы всерьез верили в саму предсказуемость подобного рода вещей. И даже само астрологическое учение, по всей видимости, оказалось заимствованным. Математическая астрономия, необходимая для практики составления гороскопов, была практически полностью вавилонской. Старейший из известных клинописных гороскопов датируется 410 г. до н. э. Его нашли в одном из вавилонских храмов. В век Платона греки уже отдавали должное «магам» или халдеям, и в течение всей классической Античности эти слова употреблялись как синонимы слова «астролог». Тем не менее этот факт не должен (как это часто делалось в прошлом) отрицать блестящие математические достижения вавилонян, легшие в основу греческой астрологии.

Сохранилось более трехсот клинописных табличек этого типа. Многие из них повреждены, другие разбиты на фрагменты, хранящиеся раздельно в музеях разных стран. Сегодня их принято делить на «процедурные тексты» (в которых содержится разъяснение методов расчета) и «эфемериды» (где приведены результаты вычислений для заданного периода времени, подобно тому как это делается в современном «Морском астрономическом ежегоднике»). Количественно эфемериды (в переводе с греческого это слово означает просто «годный на день») в три раза превышают процедурные тексты. Все они были найдены в Вавилоне (при раскопках в 1870–1890 гг.) и Уруке (при раскопках в 1910–1914 гг.), так что даже сегодня мы можем не до конца отдавать себе отчет в том, каковы все достижения этих людей.

Стремление решить проблему Луны, вполне возможно, привело к обнаружению аналогичных решений для планет. Сколько дней в одном месяце? Вавилонский месяц начинался с первого появления тонкого лунного серпа после захода Солнца. Отсчет дней велся также, начиная с вечера. При таком способе определения месяц содержал целое количество дней и, как показывает опыт, их число равно либо 29, либо 30. Но какому из них отдать предпочтение? Сегодня у нас есть общая картина явления – модель, в отношении которой мы можем применить стандартные геометрические процедуры и получить ответ. И даже сегодня это не так уж просто сделать. Не имея предшественников, способных снабдить их такой моделью, вавилоняне должны были действовать в обратном порядке. Для начала попробуем оценить наиболее очевидные трудности, с которыми они столкнулись, путем демонстрации того, как мы сами могли бы провести подобный анализ сегодня.

Начнем с грубого оценочного предположения, что продолжительность месяца равна в точности 30 дням. Солнце движется по зодиаку со скоростью примерно 1˚ в сутки, поэтому от одного до другого соединения с Луной оно пройдет 30˚. Если считать по соединениям, то более быстро движущаяся Луна должна будет пройти 390˚, то есть двигаться со скоростью 13˚ в сутки в течение 30-дневного периода. (Более точное среднее значение этого числа составляет 13,176˚, но скорость Луны может заметно меняться.) Однако для предсказания времени первого появления лунного серпа необходимо принять во внимание несколько факторов:

1. Поскольку Солнце обладает высокой яркостью, то два светила должны находиться на заданном минимальном расстоянии друг от друга, иначе лунный серп будет неразличим.

2. Время, за которое Луна преодолеет это расстояние, зависит от относительной скорости Луны и Солнца. Среднее значение относительной скорости равно примерно 12˚ в сутки, однако эта «суточная элонгация» может варьироваться в пределах двух-трех градусов в ту или другую сторону.

3. Критическое расстояние зависит от яркости фона неба, а она в свою очередь зависит от угла между горизонтом и линией, соединяющей заходящее Солнце и лунный серп (см. ил. 31). Это, в свою очередь, определяется несколькими факторами: а) временем года, которое есть не что иное, как другой способ определения положения Солнца на «эклиптике» – годовом пути Солнца, проходящем через середину пояса зодиака; b) отклонением Луны от этого пути, ее «эклиптической широтой», достигающей 5˚; и c) географическим положением наблюдателя (широтой), определяющей углы пересечения звездами горизонта при восходе и заходе.

Вот, вкратце, описание процедуры, которой мы, вероятно, должны следовать. Самое удивительное заключается в том, что вавилоняне умели каким-то образом определять многие факторы, анализируя свои наблюдения в начале месяца. Они проделывали это, используя только арифметические методы, то есть не прибегая к геометрическим моделям, и если мы воспроизводим здесь их результаты в графической форме, то только потому, что это экономит нам время. (Для получения полного представления о том, как это делалось на самом деле, нужно познакомиться с работой Отто Нейгебауера «Astronomical Cuneiform Texts», где содержится соответствующий расшифрованный и проанализированный материал.)

31

Первое наблюдение лунного серпа. Солнце находится ниже западного горизонта, линия его спуска не показана. (Она не совпадает с эклиптикой и определяется вращением неба вокруг Полюса мира.) Луна может находиться в пределах чуть более 5° в ту или другую сторону от эклиптики.

Известны две основные системы, посредством которых осуществлялось представление различных солнечных, лунных и планетных движений. В первой, называемой «Системой А», предполагалось, что на достаточно большом участке зодиака скорость (например, Солнца) остается постоянной величиной с каким-либо определенным значением, затем происходит изменение значения, и оно снова считается постоянным в течение достаточно продолжительного промежутка времени до момента следующего изменения и т. д. Возникает потребность в правилах перехода. Если представить зависимость скорости от времени графически, то получим кривую, напоминающую по внешнему виду зубчатую стену крепости с бойницами (в общем случае – нерегулярную), которую часто называют «зигзагообразной функцией». «Система Б», на первый взгляд, выглядит более сложно. В ней предполагается, что каждая строка в таблице положений (или чего-либо другого) отличается от предыдущей, но разница образует постоянное положительное либо отрицательное число, исключая те случаи, когда возникает значение, заведомо выходящее за пределы максимума или минимума. Если это случается, направление изменений (увеличение или уменьшение) меняется на противоположное. Если мы построим график по этой таблице значений, он будет иметь неровную пилообразную форму зигзагообразной функции. Система А, как было установлено на практике, является более гибкой, поскольку может быть легко использована с любым количеством шагов различной длины, а это делает ее более точной по сравнению с жесткой конфигурацией Системы Б.

Перемена направлений в зигзагообразных функциях производится в соответствии со строгими правилами, которые легче всего объяснить с помощью ил. 32. На этом рисунке изображен график, построенный по эфемеридам, составленным на 179 г. эры Селевкидов (133–132 гг. до н. э.). По горизонтальной шкале отложена последовательность месяцев (как они тогда понимались), их названия перечислены в первом столбце таблички. Они, как выяснилось, маркируют дни, когда происходило соединение Солнца с Луной. Вертикальная шкала соответствует второй колонке таблички, содержащей шестидесятеричные числа, равные по порядку величины 28 или 29. Следующая колонка таблицы, не отображенная на графике, может быть интерпретирована как перечисление долгот Солнца и Луны в моменты их соединений. Смысл чисел, записанных во второй колонке, стал понятен только после того, как их проанализировали современные ученые. Поскольку оказалось, что вторая колонка содержит разности между соседними записями в третьей колонке, она (вторая колонка), очевидно, должна содержать, как мы сказали бы сейчас, скорости Солнца (изменение долготы в течение месяца). Пользуясь графическим способом объяснения чисто арифметических величин, мы можем сказать: зигзаги, построенные с помощью прямых линий, возникли как аппроксимация вавилонянами определенного процесса, для отображения которого нам сегодня понадобилась бы по меньшей мере синусоида. И все же это было их выдающимся достижением.

Можно легко посчитать период зигзагообразной функции в месяцах. На ил. 32 он записан в виде числа 12;22,08,53,20. Это значение соответствует продолжительности года, измеряемой в синодических месяцах. Его получили, очевидно, не прямыми наблюдениями, а с помощью одного из циклических соотношений, о которых мы упоминали ранее. Похоже, в данном случае использовалось равенство: 810 лет = 10 019 месяцев. Конечно, для выведения этих уравнений необходимо было проводить наблюдения, но поиск правильных числовых соотношений также играл свою роль. К сожалению, нам известны только итоговые результаты этих расчетов.

32

Зигзагообразная функция вавилонян в современном графическом представлении.

Нашлись и другие характерные равенства, например 225 лет и 2783 месяца, где на один год приходится 12;22,08 месяцев. Это число обнаружено в табличках, составленных с использованием как Системы А, так и Системы Б. Одним из наиболее неожиданных открытий для тех, кто работал с этими клинописными табличками, стало то, что, хотя Система А была более древней, обе системы регулярно использовались в течение всего периода, к которому относятся сохранившиеся таблички (ок. 250–50 гг. до н. э.), как в Вавилоне, так и в Уруке.

Относительно редко встречающиеся лунные эфемериды охватывали периоды более одного года. Большинство из них содержали столбцы со скоростями и положениями Луны и Солнца. В некоторых указывалась продолжительность дней или ночей, согласующаяся с положением Солнца в предыдущем столбце. У нас есть возможность рассчитать это, используя методы сферической тригонометрии, но вавилоняне пользовались только арифметическими методами. Иногда встречаются колонки с широтами Луны, а иногда – колонки с максимальными фазами затмений. Алгоритм (принцип расчета) для определения максимальной фазы затмения применялся каждый месяц, вне зависимости от того, намечалось оно или нет. Это может быть расценено, с одной стороны, как нечто несовместимое с духом эмпирической науки, с другой, как свидетельство высокого уровня абстрагирования и ясного осознания понятия математической функции. В числе вспомогательных процедур можно упомянуть такие, как исправление результатов расчета скорости Солнца, она на первом этапе вычислений считалась постоянной, но о ее переменности было хорошо известно. Осуществление этих исправлений в Системе Б сопряжено с бо́льшим количеством трудностей, чем в Системе А, а это отчасти объясняет причину ее долгого использования.

Как уже пояснялось на с. 85, существовало ясное понимание того, что ни лунное, ни солнечное затмения невозможны в случае, если потенциально затмеваемый объект располагается в момент новолуния или полнолуния на слишком большой широте. Предсказание солнечных затмений гораздо более сложная проблема, чем предсказание лунных. По этому поводу можно только сказать, когда они не произойдут. Для их предсказания необходимо обладать гораздо большей информацией о расстояниях между Землей, Солнцем и Луной и их размерах. Не существует твердых доказательств того, что были известны закономерности повторяемости солнечных затмений (еще один способ их предсказания), хотя есть те, кто настаивает на обратном.

Упомянутые таблички содержали данные о долгих периодах солнечных и лунных движений, но имелись и другие, в которых с помощью аналогичных методов отмечались ежедневные изменения, и из них могло быть выведено, например, равенство: 251 синодический месяц = 269 аномалистических месяцев. В данном случае продолжительность синодического месяца получалась равной 29;31,50,08,20 суткам, а аномалистического – 27;33,20 суткам. Могут возникать сомнения по поводу высокой точности этих чисел, однако сегодня мы пользуемся практически идентичными значениями, отличающимися от приведенных на одну шестимиллионную и четыре шестимиллионных соответственно. (С того времени эти периоды изменились, хотя и на очень малую величину, так что приведенное сравнение нельзя считать абсолютно строгим, хотя это не умаляет его исключительных достоинств.) Еще более интересно провести историческое сравнение продолжительности указанного здесь вавилонского синодического месяца с месяцем, используемым в Европе эпохи Высокого Средневековья в так называемых Толедских таблицах. Эти параметры идентичны как по значению, так и по целям, хотя их разделяет более тысячи лет.

Когда в эпоху Селевкидов вавилоняне обратили свое внимание на планеты, их арифметические преобразования (используем еще раз нашу графическую аналогию) стали на шаг ближе к идеальной синусоиде. Кроме того, существовали таблички, которые задавали, если можно так выразиться, широ́ты Луны, и в них простые зигзагообразные линии были уже модифицированы, что приблизило их к идеальной синусоиде, как показано на ил. 33. Перед объяснением того, как действовали вавилоняне, будет полезно получить примерное представление о реальном движении планет и о том, как оно воспринимается земным наблюдателем. Поэтому следующее неисторическое отступление содержит изложение базовых сведений по вопросам, разбираемым в этой и следующих главах, в которых рассматриваются классические теории планетных движений.

33

Графическое представление решения вавилонянами того, что может быть обозначено как проблема лунной широты. (Здесь мы принимаем во внимание только общие принципы. Строго говоря, все это, скорее всего, делалось для получения вспомогательной функции, позволяющей осуществить предвычисление затмений, но базовая идея может быть выражена и в категориях определения долготы.)

Все планеты, известные до XVIII в., движутся по своим орбитам вокруг Солнца. Меркурий – ближайшая к Солнцу планета, за ним следуют Венера и потом Земля. Орбиты Марса, Юпитера и Сатурна находятся за пределами земной орбиты (ил. 34). «Нижние» и «верхние» планеты (или «внутренние» и «внешние») несколько различаются по характеру своего движения при наблюдении с Земли. Как удалось показать Иоганну Кеплеру, каждая орбита представляет собой эллипс, в фокусе которого находится Солнце; однако в первом приближении все орбиты можно считать круговыми с одним общим центром, где располагается Солнце. Представим себе схематичное изображение этой системы с булавкой в точке, обозначающей Солнце. Если мы вытащим булавку и воткнем ее в точку, обозначающую Землю, то относительные положения планет останутся прежними, и нетрудно догадаться, что тогда мы можем рассматривать планеты обращающимися по окружностям, центр которых совпадает с движущимся Солнцем.

34

Предполагается, что орбиты планет – круговые. Размеры орбит на обоих рисунках изображены приблизительно в одном масштабе.

Рассмотрим простейший случай движения нижней планеты Меркурий. Теперь, как мы полагаем, она является спутником Солнца. Пользуясь традиционной терминологией, можно назвать круг, описываемый Солнцем, кругом дифферента (дословно – «несущий круг»), тогда орбита спутника – переносимый круг – будет эпициклом. Другая нижняя планета, Венера, будет двигаться по более широкому эпициклу. В случае верхних планет эпициклы и дифференты поменяются ролями, но у нас пока нет нужды вдаваться в эти подробности.

Описание индивидуального движения отдельных планет с помощью эпициклов имело громадное значение в истории астрономии, хотя необходимо подчеркнуть: каждая планета рассматривалась в отдельности, ее эпициклическое движение считалось полностью автономным, и пришлось пройти долгий и мучительный путь для понимания того, что Солнце наличествует в системе эпицикла и дифферента каждой планеты. Только после того как это было окончательно осознано Коперником, оказалось возможным объединить планеты в единую систему или, фигурально выражаясь, проткнуть одной булавкой все точки нахождения Солнца в каждой отдельно взятой системе.

Такой способ объяснения предоставляет богатые возможности для внесения уточнений; например, сообщая эпициклу небольшой наклон к плоскости солнечной орбиты, можно учесть факт расположения планет не всегда строго в этой плоскости, а потому они могут смещаться по широте. «Эклиптическая долгота» измеряется вдоль эклиптики с началом отсчета в месте пересечения эклиптики (солнечного пути) с экватором. Этим началом отсчета является точка весеннего равноденствия, о которой мы уже упоминали выше. «Эклиптической широтой» называется координата, измеряемая от эклиптики в направлении полюса – северного или южного.

Эпициклическое описание было типично для поздней греческой астрономии, но не для вавилонян. После того как выяснились его достоинства, решение астрономических задач значительно упростилось. Стратегия заключалась в том, чтобы подобрать подходящую геометрическую модель и получить из нее все необходимые следствия, например о последовательности восходов и заходов планет. После этого полученные теоретические следствия могли быть проверены с помощью наблюдений. Если модель оказывалась более или менее верной, то эти и последующие наблюдения давали астрономам возможность определить или уточнить численные характеристики модели, такие как параметры и относительные размеры кругов, угловые скорости при движении по кругам и времена, когда планеты проходили через особым образом заданные точки, от которых велся отсчет их движения. Вавилоняне, появившиеся на исторической сцене гораздо раньше, действовали в более или менее обратном порядке: то, что для греков (равно как и для нас) было выведенным следствием, для них являлось точкой отсчета – исходным фактом. Рассмотрим, например, как они оперировали с восходами и заходами на горизонте. Это очень естественно – обращать внимание на первое появление светил, и интерес к такого рода явлениям являлся общим для большинства ранних культур. Однако такие наблюдения предоставляли астрономам крайне скудную информацию, и факт получения на их основе далеко идущих теоретических обобщений можно считать настоящим чудом.

Мы уже упоминали о первом и последнем появлении звезды Сириус, которая значительную часть года бывает скрыта в солнечных лучах, а также о том, что планеты тоже могут быть невидимы какое-то время по тем же самым причинам. Нижние планеты – Меркурий и Венера – никогда не отходят от Солнца слишком далеко относительно своего положения в соединении и подчиняются моделям движения, вкратце упомянутым ранее (см. ил. 35 и приведенную выше ил. 29). Как и раньше, мы можем рассмотреть этот вопрос с современной точки зрения. Когда нижняя планета движется по той части своей орбиты, которая обозначена пунктиром, ее угловое расстояние от Солнца настолько мало, что она теряется в сиянии Солнца. В точке FM она становится впервые видимой, в данном случае в качестве утренней звезды. При наблюдении с Земли увлекаемая Солнцем планета будет ежедневно смещаться по небу. Тот факт, что она будет наблюдаться по утрам незадолго до восхода Солнца, с очевидностью следует из верхней части рисунка, где орбита изображена почти под ребром к наблюдателю. LM является точкой, в которой она последний раз будет наблюдаться в качестве утренней звезды, а FE и LE – точками первого и последнего появления планеты как вечерней звезды.

35

Утренние и вечерние восходы и заходы Меркурия и Венеры. Нетрудно изобразить аналогичную диаграмму для внешних планет, орбиты которых находятся за пределами орбиты Земли.

Когда мы имеем дело с нижними планетами, по определению находящимися недалеко от того же места на горизонте, где и Солнце, наше представление на основе четырех точек (FM, LM, FE, LE) является самоочевидным. Ведь как мы смогли убедиться, гелиакический восход в данном случае является первым наблюдаемым появлением светила на горизонте до восхода Солнца (FM), а гелиакический заход – последним наблюдаемым заходом светила сразу после заката (LE). Однако восходы Марса, Юпитера и Сатурна могут наблюдаться после того, как зайдет Солнце, а заходы – непосредственно перед рассветом, поэтому для того, чтобы начать рассуждение о них, нам нужно дополнить нашу классификацию такой категорией, как «первый утренний заход». Употребление понятий «акронический» (не путать с «ахроническим») и «космический», часто используемых для обозначения восходов и заходов в указанном выше смысле, бывает неочевидным при недостаточно внимательном отношении к описываемому явлению. Лучше не определять их вовсе, но при знакомстве с работами, где они употребляются, помнить, что первое прилагательное относится к регистрации вечернего события (не важно, первого или последнего), а второе – утреннего.

36

Спиральная траектория Меркурия относительно Земли. Солнце обращается вокруг Земли, как показано на рисунке, и орбита Меркурия, обращающегося вокруг Солнца, движется вместе с ним. Изображенная здесь спиральная кривая охватывает период 400 дней.

Допустим, Земля неподвижна, а Солнце обращается вокруг нее. На самом деле, как мы знаем, планеты обращаются вокруг Солнца, следовательно (если мы принимаем это допущение), движение планет будет казаться спиралевидным, как в немного измененном виде показано для Меркурия и Венеры на ил. 36 и 37. Планеты никогда не наблюдаются слишком далеко от плоскости движения Солнца относительно звезд (эклиптики). Как уже говорилось, именно вдоль этого видимого пути мы отсчитываем (небесную) долготу. Для альтернативного представления планетного движения, совершающегося в соответствии с нашими геометрическими схемами, мы можем просто составить таблицу зависимости их небесной долготы от времени или, что еще лучше, изобразить ее в виде графика. На ил. 38 приводится вид этой зависимости для Меркурия, где по горизонтальной оси отложена шкала времени длиной примерно в один год, а по вертикальной – долгота Меркурия, отсчитываемая от точки весеннего равноденствия. Изображена и долгота Солнца: это диагональ, проходящая через середину кривой Меркурия, – линия, относительно которой Меркурий как бы осциллирует. За год Меркурий совершает вокруг Солнца около четырех оборотов. (Сидерический период его обращения равен 0,24 тропического года.) На графике отмечены точки первой и последней видимости (в соответствии с обозначениями, приведенными в предыдущем абзаце) и так называемые планетные стояния, в которых планеты кажутся неподвижными на фоне звезд, то есть когда их прямое движение меняется на попятное (S₁) и наоборот (S₂).

37

Спиральная траектория Венеры (V) относительно Земли. Диаграмма в целом похожа на изображенную на ил. 36, однако теперь Солнце (S) и соответствующие положения планетной орбиты изображены с интервалом в 100 дней, что вместе образует 400 дней. Как и прежде, в качестве начальной точки мы выбираем положение, когда Солнце находится на линии, соединяющей Венеру с Землей. (Эта ситуация не типична. Приблизительная симметрия относительно 100-дневного интервала – не правило, а случайное стечение обстоятельств.)

38

График изменения долгот Меркурия и Солнца примерно за один год. Используемые обозначения (FM, LM и т. д.) приводятся в соответствии с тем, как они определены выше в настоящей главе.

Характер движения верхних планет может быть проиллюстрирован на примере Марса (ил. 39 и 40). В данном случае декартов график охватывает период более шести лет, и так как вертикальная ось отображает долготу – координату сугубо циклическую, – то линии, соответствующие как Солнцу (правильные прямые), так и Марсу, должны периодически обрываться. Здесь также можно выделить несколько очевидных общих принципов. Близость к Солнцу, делающая планету труднодоступной для наблюдения, наступает в середине продолжительного периода достаточно ровного прямого движения, в то время как в период попятного движения планета находится в противостоянии (на расстоянии 180° от Солнца по долготе). Линии, соответствующие Солнцу, очевидно, распределены по годовым интервалам, и это распределение со всей определенностью свидетельствует о том, что изгибы кривой Марса отстоят друг от друга чуть меньше, чем на два года. На деле, сидерический период Марса равен 1,88 тропического года. Также приблизительная оценка этой периодичности может быть получена из ил. 39, где спираль, отображающая движение Марса за период более чем 700 дней, возвращает планету почти в точности в ту же точку, из которой она вышла.

39

Спиральная траектория Марса относительно Земли согласно модели, имеющей много общего с применявшейся для нижних планет. Нарисованные положения планеты разделены 100-дневными интервалами. Показано, что планета возвращается в исходную точку примерно через два года. Приведенная здесь диаграмма предваряет более содержательное обсуждение эпициклических моделей в главе 4. Их связь с современными представлениями о Солнечной системе (даже в упрощенной первоначальной форме) затруднена отсутствием на рисунке в явном виде точек, соответствующих положению Солнца, вокруг которого обращается Марс. Однако связь с Солнцем может быть установлена по радиусам эпициклов, отмечающим положение Марса в эпицикле. Эти радиусы, как видно, постепенно меняют свое направление. Причем это происходит таким образом, что полный цикл завершается за один год, аналогично тому, как это происходит с пространственной линией, соединяющей Землю и Солнце.

40

Изменение долготы Марса (извилистые линии) и Солнца за период 2400 дней (сравните с приведенными выше графиками Меркурия и Солнца). Эти графики представляют собой всего лишь регистрацию наблюденных положений планеты по долготе. Задача астронома заключается в том, чтобы объяснить их.

Мы уже видели, насколько важен был интерес к горизонтным событиям для выработки общих правил, легших в основу таблиц с материалами наблюдений Венеры времен Амми-цадуки. Интересно заметить, что, когда вавилоняне анализировали особенности первого и последнего, а также вечернего и утреннего появлений, они рассматривали их как не связанные друг с другом явления. Как будто бы каждый из этих объектов обладал собственным существованием, располагаясь на эклиптике. Рассмотрим, например, точки, обозначенные на графике Меркурия как FM (см. ил. 38 выше). Если взять большое количество таких точек и рассмотреть их независимо от прочих, то они образуют более или менее прямую линию, параллельную графику движения Солнца, но эта линия не будет идеально ровной. Для расчета отклонения от этого (в нашем представлении) прямолинейного графика вавилоняне использовали ту же арифметическую методику, которую они применяли в отношении Солнца и Луны. Если использовать графический подход, то суть проблемы заключается в том, чтобы разбить получившуюся линию на сегменты, или, другими словами, найти точки разрыва и градиенты соответствующих компонентов. Вавилоняне, похоже, выражали эти градиенты (угловые скорости) посредством отношения целых чисел и делали это следующим образом: «Меркурий совершает 1513 явлений за 480 лет». Или, ссылаясь на вторичный, более понятный нам результат: «Меркурий восходит 2673 раза за 848 лет».

Найти такие соотношения не так-то просто, и то, что вавилоняне были связаны по рукам и ногам лунным календарем, еще более осложняло ситуацию, поскольку планетные периоды, безусловно, не имели ничего общего с движением Луны. Тем не менее это не имело такого уж большого значения, поскольку, хотя они и не выражали даты в сутках, применялась другая единица – одна тридцатая часть среднего синодического месяца. Сегодня ее обычно называют титхи (слово, пришедшее из поздней индуистской астрономии, где использовалась та же единица). По продолжительности титхи очень близки к суткам. Лунное движение замысловатым образом варьируется, но поскольку титхи по определению являются средней величиной, они, в принципе, вполне могут быть использованы в хорошо разработанной астрономической системе. Нельзя сказать, что эта единица была оптимальным выбором с точки зрения астрономии, однако она обладала очевидными преимуществами для тех, чья религия требовала обращения к древнему лунно-солнечному календарю.

Помимо совокупности правил, характеризующих явления типа FM, были найдены аналогичные правила для явлений LM, FE и LE. Общий принцип заключался в нахождении величин (долгот и времен, измеряемых в титхи), прибавляемых к исходным данным (для FM) для получения последующих явлений. Итоговый график, посредством которого мы можем воспроизвести эти арифметические преобразования, является вполне приемлемой аппроксимацией синусоидальной формы приведенных выше графиков.

Одним из наиболее изощренных элементов этих упражнений стало внесение в вычислительные схемы определенных «феноменов», на деле не поддававшихся наблюдению. Лучшей аналогией, объясняющей эту ситуацию, по всей видимости, является пример с полнолуниями. Точный момент этого явления наступает большей частью тогда, когда Луна находится под горизонтом, но расчеты предсказывали его вне зависимости от того, была она видна или нет. Другие, уже рассмотренные нами, «феномены» (FM, LM, FE и LE) аналогичным образом исходно возникали благодаря наблюдаемым событиям, а затем постепенно превращались в вычислительные абстракции, так сказать, идеальные точки на нашем идеальном графике.

Впоследствии во многом похожие процедуры применялись ко всем планетам, хотя в данном случае теоретические разработки оказались не столь впечатляющими. Общей целью являлось вычисление долгот и дат основных планетных явлений. Для верхних планет: первое появление после периода невидимости и исчезновение; противостояние; два стояния, когда планета останавливается перед тем, как сменить направление движения. Большинство сохранившихся данных относится к Юпитеру. Таблички Марса из Урука замечательны тем, что они довольно точно отражают весьма сильно меняющуюся скорость этой планеты. Для внутренних планет появления и исчезновения подразделялись на происходящие в западной части неба и происходящие на востоке. В случае Венеры учитывались еще и стояния. (У Меркурия они очень трудно наблюдаемы.) В табличках из Вавилона и Урука представлены все известные к тому времени планеты. Невозможно с точностью сказать, какой из этих двух городов дал начало рассмотренным методам и когда их применили впервые, однако Систему A, скорее всего, разработали за пятьдесят лет до или пятьдесят лет после начала IV в. до н. э., а Систему Б – чуть позже. В обоих городах были в ходу несколько различных методик арифметического представления, и такая ситуация сохранялась по меньшей мере до I в. н. э. Сказать о том, что общие идеи методов являлись всегда одинаковыми, равносильно заявлению, будто все самолеты летают по одной и той же траектории. В рамках данной работы невозможно подробно изложить особенности каждого из методов. Однако сохранилось несколько табличек, и это необходимо отметить, в которых «точки графика», являющиеся промежуточными по отношению к ключевым событиям (FM, FE, первое стояние и т. д.), дополнялись промежуточными точками. Эти точки определялись непрямой интерполяцией (непрямолинейными сегментами, если использовать нашу графическую интерпретацию), а посредством методов, основанных на определении разностей второго и даже третьего порядка. Есть науки, до сего дня не достигшие такого уровня сложности.

Вавилонские астрономические источники содержат свидетельства о двух взаимно дополняющих друг друга процессах. Один из них заключался в создании теорий, пригодных для представления и предвычисления наблюдений, другой – в использовании этих теорий для предсказания явлений. Очевидно, что второй процесс зафиксирован в данных, обнаруживаемых нами в сохранившихся табличках, а первый, как правило, приходится воссоздавать по их содержанию. Второй вид деятельности требовал владения набором навыков, которые могли применяться людьми, обладавшими высокой профессиональной подготовкой для проведения ряда рутинных процедур и нуждавшихся хоть в каком-то понимании их смысла. Обычно они подписывали составленные ими таблички, приводя, помимо даты и собственного имени, имена своих отцов и имя правителя. Все это предполагает наличие определенного уровня профессионализма, который не мог появиться без предварительной образовательной подготовки в области выстраивания логических суждений, лежавших в основе фундаментальных количественных теорий.

Случай древнегреческой культуры и древнегреческой цивилизации не образует в этом смысле разительного отличия, поскольку искусство обработки большого количества наблюдательных данных пришло к ним вместе с восточными источниками, и случилось это в достаточно поздний исторический период. Наиболее ощутимым образом это влияние проявило себя только во II в. до н. э., и человеком, на чей счет следует отнести бо́льшую часть заслуг по осуществлению указанных изменений, стал Гиппарх. Однако к тому времени греки разработали собственный геометрический метод, что, как оказалось, имело колоссальное значение для последующей истории. Они ввели модельное представление о небе как о сфере, расположив на нем звезды, планеты и круги, и первыми научились объяснять простейшие суточные и годовые движения в категориях вращения небесной сферы.

Наиболее серьезный вклад в греческую астрономию, как сегодня принято считать, сделан ее ярчайшим представителем Птолемеем, а все последующие астрономы совершали свои открытия, оставаясь в тени его славы. Однако очень важно отдавать себе отчет в том, что ко времени Птолемея (II в. н. э.) вавилонские арифметические методы уже вошли в плоть и кровь греческой геометрической астрономии, а это делало ее особенно результативной. Данный факт косвенно свидетельствует о том, насколько легкомысленно относились первые крупнейшие греческие астрономы к наблюдательным данным. Это, как мы покажем далее, было справедливо даже в отношении наиболее выдающихся из них, например Евдокса, жившего в IV в. до н. э.

Греки разработали знаменитую картину мира, понимаемого как единое целое, и объяснили его функционирование на рациональной (математической и философской) основе, ко времени Евдокса полностью отделившей себя от мифов о сотворении мира и древних легенд. Греки разделяли некоторые традиции доисторической астральной религии, рассмотренной нами ранее; наряду с этим, они были включены в культурные обмены с наиболее могущественными соседними культурами, такими как Египет и Персия, однако о состоянии астрономического знания Греции раннего периода известно крайне мало, даже если речь заходит о Минойской и Микенской эпохах. Похоже, что в знаменитых табличках Линейного письма Б встречаются названия месяцев, а из некоторых произведений искусства можно заключить о существовании неких форм почитания Солнца и Луны. Спустя четыре или пять столетий после Микенского периода наступила эра, известная нам по произведениям Гомера (жившего, вероятно, в середине VIII в. до н. э.) и Гесиода (около VII в. до н. э.).

«Илиада» и «Одиссея» Гомера содержат всего несколько фрагментов, имеющих отношение к нашей теме, однако они крайне интересны. В первом произведении щит Ахилла уподобляется Земле, окруженной мировым океаном-рекой – источником всех вод и всех богов. В «Одиссее» упоминается звездное небо, поддерживаемое колонами и сделанное из бронзы или железа. Встречаются названия нескольких групп звезд – Плеяды и Гиады (скопления в Тельце), Орион, Волопас и Большая Медведица, включение которой в эту группу необычно, поскольку она не восходит над океаном (она располагается слишком близко к полюсу, и поэтому не может ни восходить, ни заходить). Есть упоминания о Вечерней Звезде и Утренней Звезде, под которыми, вероятно, подразумевалась Венера, и, скорее всего, она еще не воспринималась как одна и та же планета. «Поворотами Солнца», по-видимому, называли солнцестояния. Есть также упоминания о фазах Луны; ветры и сезоны персонифицированы, а Афина сравнивается с падающей звездой. В общем и целом, несмотря на то что это была эпическая поэзия, предназначенная для царей и дворцового окружения, ее астрономическое содержание крайне скудно и примитивно. То же самое, хотя и в чуть меньшей степени, касается поэмы Гесиода «Труды и дни». Это стихотворное наставление описывает смену сезонов сельскохозяйственного года, определяемую с помощью Солнца и звезд – гелиакических восходов и т. п. В нем нет и намека на то, что можно было бы сравнить с познаниями вавилонян в этой сфере.

Аристотель – величайший античный философ IV в. до н. э. – основал традицию обобщенного изложения мнений предыдущих мыслителей в целях их критического переосмысления в столь полемичной манере, как будто бы он спорил с еще живыми людьми. Некоторые упоминаемые им факты восходят к VI в. до н. э., однако как и многие из тех, кто интересовался ранними учениями, он в значительной степени зависел от посредников, которые не всегда были точны. Это особенно справедливо в отношении четырех наиболее древних упоминаемых им философов-мыслителей – Фалеса, Анаксимандра, Анаксимена и Пифагора, живших в VI в. до н. э. Аристотель считал Фалеса основателем ионийской традиции натуральной философии – знания о физическом мире. Ходили слухи о чрезвычайной практической сметке Фалеса – например, о том, как он, использовав свои астрономические познания, сумел предсказать обильный урожай оливок. Монопольно арендовав все маслодавильни, он неслыханно разбогател. С другой стороны, его представляли как беззаботного мечтателя: по свидетельству одной фракийской служанки, однажды он очень увлекся, наблюдая за небом, и упал в колодец, не заметив того, что находится у него под ногами. (Первую историю поведал Аристотель, а вторую – Платон.) Фалес, как считают некоторые, предсказал солнечное затмение, случившееся во время битвы между лидийцами и персами, которое произошло, как полагают сегодня, 28 мая 585 г. до н. э. Достоверность этой истории долго подвергалась сомнению, и, скорее всего, она на самом деле не соответствует действительности и может рассматриваться лишь как пример мифотворчества, существовавшего во времена Аристотеля.

Именно Аристотель поставил перед своими учениками задачу написать краткую историю человеческого знания. Евдему Родосскому были поручены астрономия и математика, и от него нам известно про поездку Фалеса в Египет, откуда тот привез свои познания в Грецию. Другие утверждали, что Фалес заимствовал их у вавилонян. Даже если и так, у нас не сохранилось никаких свидетельств о таком заимствовании. Утверждалось также, будто именно он, а никто другой, познакомил своих соотечественников с методами геометрического доказательства; но доводы в пользу этого крайне малоубедительны и не принимают в расчет более вероятного соображения, что европейская традиция полуформального геометрического доказательства имеет гораздо более древнее происхождение.

Анаксимандр и Анаксимен придерживались космологических взглядов, столь же схожих, как их имена. Второй философ, вполне вероятно, был учеником первого, они жили в период упадка Сарды (546 в. до н. э.). Как и Фалес, оба родились в Милете, самом южном из всех крупных ионийских городов Малой Азии (как и Сарды, расположенные на западной окраине современной Турции) – факт, напоминающий нам о том, насколько широко простиралась цивилизация, которую мы сегодня называем Древней Грецией. Если вспомнить других великих древнегреческих астрономов и математиков, то Евдокс был из Книда, Аполлоний – из Перги, Аристарх – из Самоса, а Гиппарх – из Никеи и Родоса; все эти города находились либо непосредственно на побережье Малой Азии, либо недалеко от него. И Евклид, и Птолемей обучались в Александрии, хотя и с интервалом в более чем четыре столетия; Архимед жил и творил в Сиракузах, на Сицилии.

Об Анаксимандре говорят, что он изготовил карту обитаемого мира и создал космологию, объясняющую физические свойства Земли и ее обитателей. Согласно его учению, бесконечная Вселенная порождает из себя бесконечное множество миров, и наш мир является только одним из них; он отделяет себя от всего и поддерживает единство своих частей посредством их вращательного движения. (Аналогия с вихревым движением, вероятно, в большей степени относилась к наблюдениям за работой варочных котлов, а не связочных канатов. Подобного рода теории отстаивались еще во времена Ньютона.) Воздушные и огненные массы, как предполагалось, выносятся за пределы мира и образуют звезды. Земля представляет собой круглый парящий диск, а Солнце и Луна – кольцевидные тела, окруженные воздухом. Под воздействием Солнца в воде образовались живые существа, а мужчины и женщины произошли от рыб.

Какими бы дикими ни казались сегодня эти воззрения, в них можно различить далеко не тривиальный способ построения научного рассуждения. Когда Анаксимен, развивая идеи Анаксимандра, утверждает, что воздух является бесконечной первичной субстанцией, из которой путем сжатия и разряжения произошли все остальные тела, он строит логические суждения, основанные на повседневном опыте. (Впрочем, их выбор не всегда был удачен. Он рассматривает дыхание через сжатые и раскрытые губы, вдыхание холодного воздуха и т. п.) Как и Анаксимандр, он вводит вращательное движение, являющееся ключом к пониманию того, каким образом небесные тела могли образоваться из воздуха и воды. Такого рода попытки физического объяснения сотворения мира характерны для большинства древнегреческих мыслителей, и тот факт, что в те далекие времена они весьма слабо сочетались с вращением небесных тел, а также с тем, как они движутся после того, как уйдут под горизонт – за край видимого мира, – нисколько не умаляет их ценности для последующей истории космологического знания. Вопросы всегда предшествуют ответам.

Такой великий человек, как Пифагор, не нуждается в представлении, хотя знаменитая геометрическая теорема, благодаря которой его помнят, на деле не имеет к нему почти никакого отношения, по крайней мере в ее евклидовой формулировке и по сей день преподаваемой в школах. Он жил на рубеже VI–V вв. до н. э. Несмотря на мощь оказанного им религиозного влияния, до нас не дошло ни одного его сочинения, за исключением нескольких разрозненных свидетельств. Однако, скорее всего, он продвинулся на шаг вперед в развитии космических представлений Анаксимандра и Анаксимена, предположив, что Вселенная была сотворена Небесным Вдохом (обратите внимание на метафору) – Бесконечностью – таким образом, чтобы в ней появились совокупности чисел. Почему чисел? Ему приписывается утверждение, согласно которому все вещи являются числами. Он особенно гордился открытием арифметических законов построения музыкальных интервалов. Это открытие дало начало мистическим течениям нумерологии, по сей день имеющей своих приверженцев. Похоже, Пифагор был убежден в том, что буквально все – от мнений, возможностей и предубеждений до далеких звезд – берет свое начало в арифметике и занимает соответствующее место в структуре Вселенной, понимаемой как единое целое. Вне зависимости от того, насколько обоснованы были такие верования, начиная с этого момента сложно найти период в истории, когда такие убеждения не оказывали бы серьезного влияния на научную мысль.

Благодаря Аристотелю мы знаем, что космологическая система, предложенная пифагорейцами, состояла из центрального огня, вокруг которого обращались по круговым орбитам все небесные тела, включая Землю. Эту систему обычно приписывают пифагорейцу Филолаю из Кротона. Ее часто путают с системой Коперника, однако центральный огонь не являлся Солнцем, которое, как считалось, тоже обращалось вокруг огня, двигаясь выше орбиты Земли. В пределах земной орбиты, как предполагалось, находится еще один объект, так называемая «противоземля», введенный для учета лунных затмений. В целом эта система являлась скорее порождением разума, чем результатом наблюдений. Однако она была составлена в характерном греческом стиле, с привлечением рациональной и физической компонент, что в конечном счете принесло свои плоды, когда удалось включить в нее достоверные наблюдательные данные.

Похоже, зодиак, зародившийся в Месопотамии в начале первого тысячелетия до н. э., не был известен грекам вплоть до V в. до н. э. Его греческая версия, как мы знаем, стала использоваться только во второй половине указанного столетия, поскольку именно тогда ее начали употреблять в парапегмах – звездных календарях, где зодиакальные знаки применялись для деления года. (Точное значение слова «парапегма» – доска для публичных объявлений, однако известно, что слово способно нести в себе почти любую вложенную в него информацию.) Метон и Евктемон, расцвет их деятельности приходится на 430 г. до н. э., были афинскими астрономами, имена которых часто упоминались в парапегмах. Поскольку до греко-персидских войн V в. до н. э. и греки, и вавилоняне находились в подчинении у персов, нет ничего удивительного в использовании греками вавилонского зодиака, дополненного знаками Овна и Весов. Вероятно, влияние вавилонян распространялось и на другие сферы. Солнцестояния наблюдались с незапамятных времен, но теперь регистрация сезонных событий стала вестись с особой тщательностью. Это делалось в целях усовершенствования гражданского календаря или для улучшения календарной системы, в которую подставлялись данные астрономических наблюдений. Примерно за сто лет до наступления золотого века Евдокса, Платона и Аристотеля греки стали проявлять озабоченность в отношении усовершенствования гражданского календаря, однако эта задача не воспринималась ими как строго астрономическая, что с очевидностью следует из того, насколько редко и с каким опозданием магистраты вносили исправления в случае, если сбивались солнечный и лунный циклы. Это могло быть также следствием простого непонимания магистратами сути стоящей перед ними проблемы.

Вне зависимости от того, являлись Метон и Евктемон основателями новой астрономической «школы» или нет, они, по всей видимости, сотрудничали друг с другом, пытаясь создать усредненный 19-летний годовой цикл – так называемый Метонов цикл. По преданию, Метон установил инструменты для наблюдения солнцестояний на холме Пникс в Афинах, и, по свидетельству Птолемея, сделанному шестью столетиями позже, эти два астронома провели наблюдения в Афинах, на Кикладах, в Македонии и Фракии. Вавилонянам, как мы уже видели, были знакомы свойства 19-летнего периода, по истечении которого солнечный и лунный циклы снова приходили в соответствие друг с другом. Действительно, продолжительность 235 месяцев дает очень хорошее совпадение с 19 годами. Сегодня считается общепризнанным, что 19-летний цикл был известен в Месопотамии еще до V в. до н. э. Метон и Евктемон произвели наблюдение летнего солнцестояния (хотя спустя много лет надежность этого наблюдения была поставлена под сомнение Гиппархом и Птолемеем) 27 июня 432 г. до н. э. И вавилоняне, и греки выработали на основе этого цикла сходные друг с другом правила интеркаляции, заключавшиеся во введении дополнительных дней (как у нас лишний день в високосном году) для коррекции календарных сдвигов: согласно Птолемею, Метон считал 235 месяцев равными 6940 дням. В I в. до н. э. Гемин, живший на Родосе, в своем сочинении «Введение в астрономию»1 отчетливо разъяснил: целью эллинов было разделить солнечный год на месяцы таким образом, чтобы традиционные праздники приходились на одни и те же дни одних и тех же месяцев. Он проверил несколько традиционных моделей такого деления и указал на их ошибки. В той же книге он аналогичным образом интерполировал значение, полученное вавилонянами для продолжительности синодического месяца. (Эта интерполяция сделана с некоторым запозданием, однако Птолемей, живший двумя столетиями позже Гемина, был первым известным нам грекоговорящим астрономом, имевшим в своем распоряжении результаты вавилонских расчетов. Благодаря Птолемею они перешли в арабскую, римскую и иудейскую традиции.) В тексте Гемина продолжительность синодического месяца оценивается как 29 + 1/2 + 1/33 суток. В его версии календаря, состоящего из 235 месяцев, 110 месяцев были «пустыми» и содержали по 29 дней, а 125 – «полными» и содержали по 30 дней. Задолго до этого Метон, возможно, разработал собственный алгоритм интеркаляции, однако даже если это и так, нет никаких надежных свидетельств его использования в афинском гражданском календаре. Впрочем, история календаря настолько запутана и противоречива, что в этом вопросе имеет смысл сохранять непредвзятость в отношении любого мнения.

Вне зависимости от того, открыли вавилоняне 19-летний цикл до или после афинян, они использовали другие правила интеркаляции, основанные на восходе Сириуса, упоминание о которых относится примерно к тому же времени, что и упоминание о 19-летнем цикле, и, скорее всего, как представляется, они опередили греков по всем статьям. Тем не менее календарные циклы образовали у греков своего рода особую астрономическую специализацию. Через сто лет после Метона и Евктемона, Каллипп усовершенствовал их цикл, взяв четыре периода (76 лет) и удалив один день (это давало в совокупности 27 759 дней). Калиппов цикл использовался впоследствии в модифицированной форме Гиппархом и Птолемеем. Тонкая доработка, произведенная Гиппархом (приравнивание 304 лет к 111 035 дням и 3760 синодическим месяцам), по всей видимости, не нашла широкого практического применения. Более простые циклы по 19 и 76 лет были вполне достаточны для большинства обыденных нужд, а 19-летний цикл в итоге лег в основу методики расчета пасхалий (computus) восточной христианской церкви, где используется и по сей день.

Греческая астрономия V в. до н. э., как и астрономия Ближнего Востока, была неразрывно связана с общим изучением метеорологических явлений – облаков, ветров, гроз и молний, падающих звезд, радуг и т. д. Эта компонента (наряду с астрологическим подтекстом) была присуща ей вплоть до Нового времени, однако в долгой перспективе гораздо более важными оказались зачатки геометрического метода, содержащиеся в операциях, производимых древними греками. Традиция приписывает открытие сферичности Земли Пармениду из Элеи (Южная Италия), родившемуся около 515 г. до н. э. Он, как считается, также открыл то, что Луна светит отраженным солнечным светом. Спустя поколение Эмпедокл и Анаксагор сумели, похоже, дать правильное математическое разъяснение причин, вызывающих солнечные затмения, а именно – покрытие солнечного диска Луной, вошедшей в пространство между Землей и Солнцем. Рост астрономического знания в течение периода, приведшего в IV в. до н. э. к началу первой эпохи грандиозных математических открытий, осуществлялся эпизодически и почти незаметно. IV в. начался со знаменитой планетной теории Евдокса и закончился первым дошедшим до нас трактатом по сферической астрономии, написанным Автоликом и Евклидом. Этому предшествовали небольшие, но очень важные усовершенствования. По преданию, в V в. до н. э. Демокрит составил звездный каталог, и многие последовали его примеру, хотя об этом можно судить только по косвенным данным. Вероятно, в большинстве случаев это были всего лишь иллюстрированные списки звезд. Вплоть до Гиппарха не существовало ничего, что могло бы однозначно свидетельствовать о единообразной греческой системе сферических координат, посредством которых звездные каталоги могли приобрести реальную астрономическую ценность.

Важным шагом на этом пути был переход от перечисления звезд с привязкой к зодиакальным созвездиям к системе численных эклиптических долгот, совершенный вавилонянами около V в. до н. э. На протяжении следующих шести столетий ни у кого не возникало мысли вести отсчет (как мы делаем это сегодня) от нулевой точки, расположенной на пересечении экватора и эклиптики. Птолемей ввел в употребление этот способ для введения определения (тропического) года. Вавилоняне вели отсчет от нулевых точек каждого зодиакального знака, внутри которых значения менялись от 0° до 30°. Эта система долгое время использовалась (и, можно даже сказать, используется по сей день) в астрологии. Вавилонские знаки сместились на 8° или 10° (в системах B и A соответственно) относительно тех мест, где их располагали последователи Птолемея, и мы уже упоминали о следах этого расхождения, обнаруженных в западноевропейских средневековых источниках, где эта идея механически повторялась учеными, имевшими весьма туманное представление о том, к чему она относилась на самом деле. Несмотря на кажущуюся примитивность этой системы, в V в. до н. э. у греков не было ничего, что могло бы ей противостоять.

Открытие сферичности Земли и преимуществ описания неба, понимаемого в виде сферы, захватило воображение греков эпохи Платона и Аристотеля и в особенности человека по имени Евдокс Книдский (ок. 400–347 гг. до н. э.), разработавшего весьма незаурядную планетную теорию, целиком основанную на сферических движениях. По части предсказательной способности эта теория не выдерживала сравнения с вавилонскими арифметическими схемами, однако она была очень важна во многих других отношениях. Во-первых, она продемонстрировала последующим поколениям огромную мощь геометрических методов; и во-вторых, благодаря случайному стечению обстоятельств – признанию ее Аристотелем – она на два тысячелетия стала инструментом создания философских представлений о главных принципах устройства мироздания.

Евдокс был родом из Книда, города в древней Спарте, расположенного на полуострове в юго-западной части Малой Азии. В молодые годы он изучал музыку, арифметику и медицину, а также обучался геометрии у знаменитого математика Архита Тарентского. В свой первый приезд в Афины он учился у Платона, который был старше его на тридцать лет. Позже он посетил Египет, вероятно, с дипломатической миссией, и, как говорят, составил восьмилетний календарный цикл (octaёteris) во время обучения у жрецов из Гелиополя. Возвратившись в Малую Азию, он основал школу в Кизике, ставшую конкурентом академии Платона в Афинах – городе, где он побывал по меньшей мере еще один раз. (Кизик – греческий город, сданный персам в 387 г. до н. э.) Он исповедовал теорию, согласно которой удовольствие является высшим благом, и, похоже, именно его имел в виду Платон, когда писал об этом в своем сочинении «Филеб». Было ли это так на самом деле – неизвестно, но Евдокс существенным образом повлиял на развитие арифметики, геометрии и астрономии. Именно ему принадлежит главная заслуга в написании самых знаменитых разделов «Начал геометрии» Евклида (Книги V, VI и XII) – одного из наиболее авторитетных сочинений в истории образования. Заслуги Евдокса в строгом определении понятия числа, которое, как выяснилось позже, имеет много общего с определениями Дедекинда и Вейерштрасса, сформулированными в XIX в., до сих пор не оценены по достоинству. Однако его планетная теория привлекла к себе внимание с момента появления и продолжала вызывать спорадический научный интерес вплоть до XVI в.

В предпоследнем разделе предыдущей главы мы обсуждали особенности движения планет с точки зрения упрощенных современных представлений. Часто утверждалось (со ссылкой на авторитет гораздо более позднего автора Симпликия, а он, в свою очередь, цитировал Созигена), что именно Платон был тем человеком, который поставил перед своими потомками проблему объяснения того, как наблюдаемые движения планет могут быть объяснены через «единообразное и упорядоченное» движение небес. (Гемин мимоходом упоминает: пифагорейцы первыми поставили этот вопрос, исходя из нелепости предположения, будто планеты могут двигаться как-то иначе.) Несмотря на постоянный интерес, вызываемый воззрениями такого выдающегося философа, как Платон, его достижения в области математики и астрономии слегка преувеличены. Его вклад в эти науки был, скорее, косвенным; он обусловлен его убеждением, будто обе науки должны стать частью образования правящего класса – как представителей власти, так и рядовых граждан. Его влияние как пропагандиста еще достаточно сильно, чтобы считаться с ним: он рассматривал эти занятия как средство воспитания души, позволяющее увидеть за преходящими вещами бренного мира истинную реальность, доступную постижению лишь с помощью мысли. Астрономические суждения Платона были случайны и беспорядочны, однако в целом его достижения невозможно переоценить. Красноречиво настаивая на том, что Вселенная приводится в движение сообразно с математическими законами, которые могут быть постигнуты только подготовленным соответствующим образом разумом, он способствовал возникновению общего педагогического климата, благоприятного для этой науки.

Открытие сферической формы Земли и перенос идеи сферичности на небеса всецело овладели умами афинских мыслителей времен Платона. В десятой книге одного из лучших своих сочинений «Государство» Платон приводит миф, образно и поэтично рассказанный ему его учителем Сократом. Это история об убитом в бою человеке по имени Эр, чья душа посетила царство мертвых, но вернулась в тело после чудесного воскрешения Эра. Сократ рассказывает, как его душа направляется сначала в некое волшебное место, описанное им довольно подробно, и как, после всего увиденного, ему удалось рассмотреть устройство механизма всей планетной системы – со свивающимися одно над другим кольцеобразными завихрениями, которые в одном из возможных вариантов перевода называются «чашами», а в другом – «обручами». Они вращаются вокруг стального веретена, и каждая (каждый) несет на себе планету. Веретено покоится на коленях у Необходимости; ей доверено осуществлять суточное обращение неба и движение планет. Завихрения приводятся во вращение с разными характеристическими скоростями богинями Судьбы (дочерьми Необходимости), и на каждом из них находится Сирена, издающая звук определенной высоты – такой, чтобы все вместе они образовывали гармоничное звучание.

В этом описании нигде не встречается Противоземля пифагорейцев. Нет и намека на расположение зодиака под углом к экватору; впрочем, было бы наивно погружаться во все подробности мифа об Эре в целях поиска таких тонкостей. Единственное, о чем этот миф свидетельствует с достаточной достоверностью, – это о том, что в те времена действительно разрабатывались физические модели Вселенной и они имели не только умозрительный характер. Для описания вселенной Эра без опоры на реальную модель необходимо вести рассуждение о замкнутых сферических оболочках; однако в этом случае реальная модель должна была содержать съемную крышку, заглянув под которую люди могли бы увидеть то, как она работает. В своем позднем сочинении «Тимей» Платон описывает то, как Демиург создает вселенную из четырех основных элементов, и использованные им слова воспринимаются более ясно, чем подразумеваемая им реальная картина мира. Предметом его описания являются уже не концентрические завихрения, а обычная армиллярная сфера – астрономическая модель небесной сферы, изготовленная из колец, которые не заслоняют собой ее внутреннего устройства.

В другом сочинении Платона – «Законы» – некий Афинский Странник говорит, что он был уже далеко не молодым человеком, когда уразумел: каждая планета движется по своему собственному пути, и поэтому ошибочно называть их «блуждающими». В «Государстве» Платон называл их хаотичными. Это утверждение, вполне вероятно, автобиографично, и заманчиво предположить, что именно Евдокс был тем человеком, который заставил Платона поменять свое мнение. Планеты называли «блуждающими» из‐за возникающего время от времени попятного движения, но их подчиненность геометрическому порядку (если только он обнаруживался) демонстрирует не такую уж и хаотичность их перемещений.

Оригинальные сочинения Евдокса не сохранились, но его систему можно восстановить по сочинениям двух других мыслителей, в особенности его младшего современника Аристотеля, а также Симпликия. Симпликий был платоником, написавшим ценные комментарии к работе Аристотеля, однако его нельзя считать математиком. Поскольку он родился около 500 г., а умер позже 533 г. н. э., его свидетельства, записанные спустя 900 лет после описываемых событий, могли быть расценены как малодостоверные, если бы не пара-тройка крайне важных замечаний. Из теоретических построений Евдокса следует, пишет он, что форма планетной траектории представляет собой гиппопеду (это означало путы для лошади, сделанные в виде восьмерки); он упоминает также о недружелюбной критике в адрес Евдокса, поскольку тот приписал траекториям такую характеристику, как ширина. Если рассмотреть в совокупности общие положения этой теории, с которыми и сам он, и Аристотель были более или менее согласны, то, как мы покажем далее, можно узнать о ней очень многое.

Система Евдокса построена из концентрических сфер, центры которых совпадают с Землей. Они вложены друг в друга, но это вселенная математика, где не принимаются в расчет их относительные размеры. Идея обязательного привлечения сфер кажется сегодня очевидной, но введение таких сфер – реальных или воображаемых – неизменно становилось предметом дальнейшего обсуждения. Например, нетрудно понять, что для описания Солнца требуется как минимум две сферы, одна – для быстрого суточного вращения, а другая – для годового движения Солнца в противоположном направлении. Вторая сфера, очевидно, должна вращаться вокруг полюсов эклиптики. Аналогичным образом может быть описана Луна. (И в том и в другом случае предполагается, что объект находится примерно посередине между полюсами сферы, к которой он относится.) На деле, Евдокс вводит дополнительную третью сферу как для Солнца, так и для Луны. В случае Луны, вполне возможно, она предназначалась для учета наклона лунной орбиты к эклиптике под углом примерно пять градусов; она пересекает ее в определенных точках (узлах), медленно движущихся по зодиаку в обратном направлении. (Как показано в предыдущей главе, узлы описывают полный круг по небу примерно за 18,6 года.) Источником этой догадки могли стать рудиментарные представления о затмениях. Если именно это стало причиной введения третьей сферы, то и Аристотель, и Симпликий ошиблись в порядке расположения второй и третьей лунных сфер, но, в принципе, их расчеты не были лишены смысла. Вызывает определенное недоумение введение Евдоксом дополнительной третьей сферы еще и для движения Солнца, судя по всему, основываясь на том, что в дни зимнего и летнего солнцестояний Солнце не всегда восходит в одной и той же точке горизонта. Симпликий утверждает, будто те, кто жил до Евдокса, размышляли об этом. Эта идея повторялась и несколькими более поздними авторами.

41

Серия гиппопед. Для каждой из планетных моделей Евдокса требовалась только одна гиппопеда, но мы можем убедиться в том, как, выбирая из этого ассортимента, он имел возможность дать объяснение широкому спектру движений как по широте, так и по долготе.

Именно его интерпретация прямого и попятного движения планет придала вращающимся сферам Евдокса вид канонической модели. Далее он демонстрирует, каким образом точка может описывать фигуру в виде восьмерки, которая, в свою очередь, переносится по небу более длительным планетным движением, находясь более или менее в пределах зодиака. Чтобы получить эту фигуру (гиппопеду), он просто берет пару сфер, одна из которых вращается в одном направлении, а другая – в противоположном направлении с той же скоростью вокруг оси первой сферы, не совпадающей с осью ее собственной (второй) сферы. Для наглядности на ил. 41 изображены десять обсуждаемых здесь математических кривых, соответствующих различным углам наклона двух упомянутых осей. Теперь нужно рассмотреть движение планеты вдоль этой ∞-образной траектории, развернув его во времени. Нетрудно представить, каким образом перенос ее вдоль зодиака (или в близкой от него области) будет время от времени давать попятное движение при обращении вокруг оси, расположенной под прямым углом к длине гиппопеды. К этому третьему движению необходимо добавить суточное вращение неба, так называемое «вращение неподвижных звезд».

42

Общий характер планетной траектории по Евдоксу; качественно допустимый, но неосуществимый в реальности

Если не принимать во внимание это третье вращение, то общий вид траектории движения будет таким, как показано на ил. 42; рисунок точно воспроизводит форму кривой, но параметры скорости и наклона осей выбраны на нем произвольно. Мы отложим на время вопрос о точном воспроизведении планетных движений, как они наблюдаются на самом деле.

Применяя такую аппроксимацию к движению планет, по крайней мере качественно, можно свести кажущееся хаотичное перемещение к закономерному. Это открытие, без сомнения, вызвало восторг у Платона. Однако какую цель ставил перед собой сам Евдокс? Есть все основания полагать, что восхищение, которое вызвало у греков предложенное им объяснение, относилось не столько к предсказательной силе теории, сколько к ее геометрическим достоинствам. Для оценки реального характера достижений Евдокса необходимо хотя бы в общих чертах воспроизвести ее геометрическую реконструкцию, предложенную в 1870‐х гг. талантливым итальянским астрономом Джованни Вирджинио Скиапарелли. Используя известные теоремы греческой геометрии, уже употреблявшиеся во времена Евдокса, он показал, что гиппопеда является линией пересечения цилиндра со сферой, на которой лежит эта кривая. Цилиндр при этом, как предполагается, изнутри касается сферы (см. ил. 43).

43

Гиппопеда как кривая, получающаяся при пересечении сферы и цилиндра, касающегося ее изнутри. Буквенные обозначения соответствуют приведенным на ил. 44.

Этот красивый геометрический вывод, лишь отдаленно напоминающий описания, составленные Аристотелем и Симпликием, был не так уж и чужд рассматриваемой эпохе. Учитель Евдокса Архит, решая проблему удвоения куба, рассматривал пересечение трех поверхностей вращения – тора (якорного кольца), конуса и цилиндра. Те, кто считает, будто Евдокс не мог оказаться вне этого тренда, но не выражает желания рассуждать об этом в категориях трансцендентных кривых четвертого порядка, могли бы дополнить сферу и цилиндр еще одной простой поверхностью, где можно расположить гиппопеду. Это некая поверхность, постоянным сечением которой является парабола. (Представьте лист бумаги, согнутый таким образом, чтобы два его противоположных края образовывали две одинаковые параболы, тогда линия гиппопеды будет полностью лежать на этом листе.) У нас нет убедительных доказательств того, знал ли Евдокс об этом свойстве изобретенной им гиппопеды, однако то же самое может быть со всей строгостью применено и к сечению цилиндра. Исходно сам Евдокс, скорее всего, рассуждал именно в этих категориях, хотя, когда средневековые и ренессансные астрономы узнали о подобных моделях, они выказали их непонимание, во всяком случае в некоторых аспектах.

44

Вспомогательная схема, позволяющая понять геометрию гиппопеды. Диаграмма вписана в центральную плоскость ил. 43.

Модель Евдокса оказалась столь значима в истории геометрической астрономии, что нам просто необходимо доказать ее хотя бы схематично для демонстрации элегантности астрономической доктрины, разработанной более двадцати трех столетий назад. Будем различать несущую и несомую сферы. На ил. 44 направление взгляда (сверху) совпадает с осью первой сферы и параллельно оси цилиндра, на поверхности которого находятся точки F, E и A. (Поучительно будет спросить, почему этот цилиндр не параллелен другой оси; или, например, не расположен симметрично между ними.) A – исходная точка планеты, а дуга AB – ее движение вдоль экватора несомой сферы за какое-то время. Если смотреть сверху, то он (экватор) будет казаться эллипсом, а угол AOB, как он виден на рисунке, – будет меньше реального трехмерного угла. На самом деле он равен изображенному на рисунке углу AOC, где C – это точка, отделившаяся от A в тот же момент времени, что и точка В, но движущаяся по другому кругу. Точки B и C, очевидно, будут располагаться на одном и том же уровне (CB образует перпендикуляр с OA). Рассмотрим теперь, как это составное движение планеты будет осуществляться во времени, если наблюдать за ним в плоскости диаграммы (то есть ортогональной проекции на эту плоскость). Планета движется вверх до точки B несомым движением и дополнительно поворачивается движением несущей сферы, осуществляющей перенос отрезка OB в OE; причем угол BOE равен углу AOC. Необходимо доказать, что точка E лежит на линии сечения цилиндра. Если угол CBD прямой, а точка D лежит на отрезке OC, то достаточно показать неизменность длины отрезка CD; поскольку в этом случае вся совокупность точек типа D (включая F) будет лежать на окружности с центром в O. Угол FEA также будет прямым, поэтому точка E будет лежать на окружности с диаметром FA, то есть на сечении цилиндра.

45

Точное изображение модели Евдокса в применении к Юпитеру. Представлен вид трехмерной траектории в перспективе.

Проще всего получить доказательство постоянства длины отрезка CD, используя свойства эллипса, но, рассматривая соответствующую часть диаграммы в трех измерениях, несложно провести доказательство, основанное на отношении сторон подобных треугольников. Это легче, чем осуществить первичную визуализацию; и уж точно легче, чем доказать теорему о параболическом листе. Я бы хотел только добавить, что фокус этой параболы является четвертой частью расстояния от A до F.

Здесь мы имеем дело с задатками впечатляющей геометрической модели планетного движения, но, как это ни прискорбно, она, если брать ее в чистом виде, обладает рядом существенных недостатков. Иногда истина искажается. Неверно будет полагать, будто все витки попятного движения планет идентичны друг другу (как показано на ил. 42); неверно и то, что смещение планеты по широте обязательно должно быть значительным. Попятные движения Сатурна и Юпитера могут быть довольно правдоподобно представлены без поправок для широты (см. ил. 45 для Юпитера). К сожалению, если не вводить добавочных сфер, в этой модели можно свободно менять только два основных параметра: относительные скорости по гиппопеде и самой гиппопеды; и размеры гиппопеды, зависящие от наклона вращающейся сферы. Этих параметров явно недостаточно для согласования модели с действительными движениями Марса, Венеры или Меркурия. Если правильно задать скорости, то длина дуги попятного движения даст чудовищную ошибку, и наоборот.

С современной точки зрения относительные скорости по гиппопеде и самой гиппопеды зависят как от самих планет, так и от угловой скорости Земли при ее обращении вокруг Солнца, а размер гиппопеды по отношению к сфере зависит от относительных размеров планетных орбит при их вращении вокруг Солнца, включая нашу планету. Не углубляясь в детали, заметим следующее: в первом случае факты, очевидно, могут потребовать движение самой гиппопеды с такой высокой скоростью по сравнению со скоростью находящейся на ней планеты, что фаза попятного движения окажется просто нереализуемой. Именно это и происходит в упомянутых примерах. И во втором случае, если мы зафиксируем в нашей модели длину дуги попятного движения в строгом соответствии с наблюдениями, это вынудит нас принять как следствие получившуюся гиппопеду, независимо от того, какой будет ее ширина. Дело не только в ее чрезмерной величине для Марса и Венеры, но еще и в том, что в этом случае планетное движение по широте имеет весьма отдаленное отношение к орбитальным размерам. Это обусловлено преимущественно расположением планетных орбит, включая орбиту Земли, в близких друг к другу, но разных плоскостях.

По поводу моделей Евдокса существует много вопросов, оставшихся без ответа, или вовсе не имеющих ответа, и они касаются не только мотивов, понудивших его создать свою систему. Поскольку местом, где он учительствовал, была малоазийская греческая колония (Кизик находится на южном побережье Мраморного моря, к юго-востоку [через море] от современного Стамбула), не исключено, что ему были знакомы астрологические и религиозные аспекты астрономического знания. Однако к тому времени интеллектуальные предпочтения греков уже не совпадали с предпочтениями их азиатских соседей. Вероятно, греки не воспринимали поклонение звездам как нечто абсолютно враждебное, но в их религии этим вопросам отводилась второстепенная роль, как, собственно, и вопросам поклонения Солнцу и Луне, хотя у них и были соответствующие божества, персонифицированные в Гелиосе и Селене. Когда великий поэт и драматург Аристофан, умерший примерно тогда же, когда родился Евдокс, характеризовал различие между религией греков и иноземцев, он отмечал, что если последние обожествляли Солнце и Луну, то греки совершали подношения персонифицированным богам – таким, как Гермес. Эллинистическая религиозная традиция долгое время находилась в стороне от бесхитростных древних небесных религий, хотя спустя несколько столетий после возникновения восточной астрологии этот тренд поменялся.

Во времена Евдокса философы, не смущаясь, включали небесные тела в свои пантеоны. К ним, считал Пифагор, нужно относиться как к божествам, а Платон признавался, что был потрясен атеистическим утверждением Анаксагора, будто Солнце – это горящая масса, а Луна подобна Земле. Платон полагал: звезды – это видимые изображения богов, порожденные всевышним и вечным Богом. Бога больше не существовало как небесной религии простолюдинов, но Он стал религией интеллектуалов-идеалистов, и благодаря усилиям многочисленных последователей, многие из которых были христианами, представления Платона о небесах оказались весьма влиятельными. Даже его оппонент Аристотель отстаивал идею о божественном происхождении звезд, представляя их как вечное вещество, находящееся в неизменном движении. Конечно, это божества, но все это совершенно не похоже на халдейские доктрины, претендующие на предсказание по небесным знакам жизни и смерти народов и отдельных людей, а также погоды и всего с ней связанного.

Мы не можем сказать с определенностью, каковы суждения Евдокса по этим вопросам, но вряд ли можно сомневаться в том, что в своей астрономической теории он был движим главным образом интеллектуальным удовольствием геометра – тем ресурсом, весомость которого часто недооценивается многими социальными историками. Хотя письменное свидетельство римского государственного деятеля и ученого Цицерона в сочинении «О природе богов» является относительно поздним (он умер в 42 г. до н. э.), именно Евдокс, по его мнению, утверждал: «Не следует верить халдеям, которые предсказывают и размечают жизнь каждого человека по дню его рождения». Во времена Цицерона римский мир вполне трезво относился к практикам такого рода, и исходя из этого многие считали эту ссылку анахроничной, однако нет никаких причин, из которых следует, что это было именно так. В действительности, она могла быть взята из источника, содержащего отсылку к способам неастрономического предсказания человеческой жизни, поскольку у вавилонян существовали технические приемы, позволяющие делать это, и они были известны в Египте задолго до Евдокса, опиравшегося только на календарь. Однако если дело обстояло именно таким образом, то это лишает силы аргумент, согласно которому Евдокс сознательно отвергал астрологию в ее наиболее известных формах.

Каковы бы ни были его мотивы, мы не можем уверенно судить об успешности всех его достижений, когда сравниваем их с более поздними астрономическими изысканиями и с устремлениями вавилонян. Тот факт, что мы способны подогнать движения Юпитера и Сатурна к предложенной им модели, не означает, будто сам Евдокс делал это с такой же точностью. У нас легко получается менять параметры этих конструкций, например изменяя скорости несущей и несомой сфер, но другие – те, кто жил в античные времена, – не обязательно делали то же самое. Эти действия приводят по большей части к не таким уж приятным последствиям. Среди наиболее любопытных геометрических следствий можно отметить следующее: в базовой системе, состоящей из двух сфер, удвоение угловой скорости несущей сферы по отношению к скорости несомой сферы даст в итоге кривую, которая будет являться обычной окружностью, наклоненной в сторону, противоположную наклону экватора несомой сферы. Возможность появления таких вариантов должна внушить нам осторожность в отношении спекуляций на тему истинных причин следующего шага в развитии общей теории, сделанного Каллиппом из Кизика около 330 г. до н. э.

Каллипп был учеником Полемарха, а тот, в свою очередь, учился у Евдокса; он последовал за Полемархом в Афины, где остановился у Аристотеля, для «исправления и дополнения с помощью Аристотеля открытия Евдокса». Так свидетельствует Симпликий, сообщающий нам, что Каллипп увеличил количество сфер, добавив по две для Солнца и Луны и по одной на каждую планету, кроме Юпитера и Сатурна. Именно эти планеты – та самая пара планет, которая, как мы сами могли убедиться, подходит нам наилучшим образом – в достаточной мере удовлетворяли модели Евдокса. При данных обстоятельствах, сколь ни печально это признавать, мы вынуждены согласиться с тем, что в этот период греки занимались построением только качественной модели попятного движения. Симпликий идет дальше и утверждает, будто Евдем составил список явлений, которые понудили Каллиппа усложнить систему.

Понимали ли греки преимущества новой модели по сравнению со старой? Общее число сфер у Евдокса равнялось 26, а у Каллиппа – 33, однако перечисленные здесь суммарные числа не должны вводить нас в заблуждение, заставляя думать, что каждый из них намеревался построить единую систему – одну для всех планет. Насколько можно судить, они оба довольствовались обоснованием моделей, построенных отдельно для каждой из планет или светил. Однако, каковы бы ни были введенные Каллиппом усовершенствования, Аристотель, как нам известно, подробно рассмотрел его идеи и превратил в унифицированную механическую систему то, что напоминало, скорее всего, набор отвлеченных геометрических теорий. Вот почему эта теория заняла столь важное место в натуральной философии на целых два тысячелетия.

Вне всяких сомнений, Аристотель – наиболее выдающийся античный философ науки. Он родился в Стагире в 384 г. до н. э. в обеспеченной семье: его отец был личным врачом деда Александра Македонского, а сам Александр являлся воспитанником Аристотеля. Аристотель учился в Афинах у Платона до самой смерти последнего в 348 г. до н. э. и, после нескольких переездов сначала в Мизию, потом на Лесбос и в Македонию, возвратился в Афины, где основал собственную философскую школу, так называемый Ликей. Его объемные сочинения весьма систематичны, связаны друг с другом и охватывают широкую область человеческого знания. Поскольку они писались в течение продолжительного периода времени, в них, безусловно, можно обнаружить несколько незначительных противоречий. Наиболее важный, стоящий отдельно ото всех источник по космологии Аристотеля – его «De caelo» (в переводе это означает «О небе», но чаще употребляется в латинском написании) – был ранним трактатом, в который не вошло ничего из его крупнейших нововведений в этой области. Например, в нем ничего не говорится о том, что движет, само будучи недвижи́мым; об этом нам приходится справляться в его «Физике». Этот, как считалось, неподвижный двигатель, или Primum mobile (перводвигатель), располагающийся на крайних пределах Вселенной, был источником движений всех содержащихся в ней небесных сфер.

Аристотель писал в полуисторической манере, составляя обзоры наиболее существенных доводов своих предшественников. Самая большая глава «De caelo» посвящена небесным сферам – теоретической конструкции, к тому времени повсеместно признанной в Греции, а также Земле, тоже обладающей сферической формой и находящейся в центре мира. Он упоминает о теориях пифагорейцев и некой безымянной школы, согласно которым Земля вращается в центре Вселенной. Он отбрасывает эту идею, равно как и орбитальное движение Земли. Сегодня мы безоговорочно принимаем и то и другое. Теория Евдокса, скорее всего, показалась ему убедительной, поскольку в ней подразумевалось, что звезды тоже подвержены «смещениям и поворотам», хотя у нас нет реальной возможности проверить это на опыте. Евдокс, сам того не ожидая, попал в самое «яблочко» своей доктриной о неподвижной Земле. Если бы он был жив, он мог бы указать на относительную убедительность этого аргумента, поскольку звезды находятся на огромном расстоянии от нас.

Аристотель приводит множество аргументов в пользу сферической природы Земли и Вселенной. Естественное движение грубой земной материи, где бы она ни находилась, направлено вниз, к центру, в силу чего вокруг него неизбежно должна образовываться сфера из вещества. Имеется также очевидный наблюдательный факт: линия, разделяющая темную и светлую части лунной поверхности во время лунного затмения, всегда дугообразна – конечно, не самый лучший довод, если рассматривать его отдельно от остальных. Он ссылается на математиков, которые пытались измерить длину окружности Земли – Архита или Евдокса (?) – и получили для этого величину в 400 000 стадий, что соответствует примерно 74 000 километров. Хотя данное значение сильно завышено, это самая ранняя известная нам попытка оценить размеры Земли. (По современным данным, длина земного экватора составляет около 40 075 километров.)

Сфера, говорит Аристотель, представляет собой наиболее совершенную форму твердых тел, так как вдоль какого бы диаметра она ни вращалась, она всегда занимает одно и то же пространство. Он конструирует Вселенную посредством последовательного возведения над сферичной Землей все новых и новых оболочек. Только круговое движение способно совершать бесконечное количество обращений без перемены направления, и вращательное движение превосходит прямолинейное, поскольку то, что вечно, или по меньшей мере могло бы существовать неограниченно долго, то и превосходно или могло бы быть превосходным по отношению к тому, что не вечно. По Аристотелю, круговые движения являются отличительным признаком совершенства. Естественные движения на Земле – это вверх (для дыма и подобных веществ) или вниз (для грубых веществ), в то время как на небесах естественные движения представляют собой круги, не допускающие значительных перемен, которые были бы знáком несовершенства, дефектности. На небесах находятся простые и несмешанные тела, состоящие не из близко знакомых нам по опыту четырех элементов, а именно – земли, воздуха, огня и воды, а из особого пятого элемента – эфира. Степень его чистоты не постоянна и является наименьшей там, где он граничит с воздухом, простирающимся до сферы Луны. (Именно эта идея о существовании пятого, неразложимого элемента, или сущности [essence], дала начало нашему слову «квинтэссенция».)

Тогда-то Аристотель и вводит представление о небесном мире, разительным образом отличающемся от подлунного мира, подверженного переменам и разрушению. Он был единым, не сотворенным и вечным. Эти качества стали источником проблем для христианских последователей Аристотеля. Здесь он выступал против убеждений греческих атомистов Демокрита и Левкиппа, которые отстаивали идеи о существовании пустоты (Аристотель ее отвергал по философским соображениям) и о множественности миров. Он возражал Гераклиту, говорившему о периодической гибели и возрождении Мира, а также Платону, считавшему, что мир сотворен Демиургом.

Это удивительно, но Аристотель оспаривает даже представление о небесной гармонии, подобное обнаруживаемому нами в мифе об Эре. Абсурдно полагать, – говорит он, – будто мы не слышим этого звука, так как он находился в наших ушах с самого рождения. И как в данном случае быть с общим принципом, согласно которому чем больше предмет, тем более громкий звук он издает? Гром во время грозы был бы неразличим на фоне звука, издаваемого громадными небесами. Однако Аристотель не стремится к полному развенчанию идеи небесной гармонии, и его настойчивые утверждения об относительном совершенстве эфирных пространств помогли удержаться на плаву общей платоновской вере в божественную природу небесных тел.

Для уяснения технических деталей планетной системы Аристотеля нам нужно обратиться к его «Метафизике». В ней он, похоже, берет за основу теорию Каллиппа, но если мы примем во внимание его слова «если сложить все эти сферы вместе», то увидим, что на каждое из планетных тел, помимо несущей и несомой сфер (если использовать введенную ранее терминологию), должны приходиться дополнительные «разворачивающие» сферы для компенсации действия внешних сфер, которые не связаны с рассматриваемой планетой. Например, для объяснения движения Юпитера достаточно использовать только его собственные сферы (помимо сферы неподвижных звезд). А если так, то поскольку все сферы Сатурна не имеют отношения к его собственным сферам, они должны быть нейтрализованы добавлением к Юпитеру компенсирующих сфер с такими же полюсами, как и у Сатурна, но с обратными угловыми скоростями. Когда мы перейдем к Марсу, мы должны будем нейтрализовать сферы Юпитера (но не Сатурна, поскольку это уже было сделано ранее); и так для всех планет. У Каллиппа сферы распределялись следующим образом (в скобках указано требуемое количество компенсирующих сфер): для Сатурна – 4 (3), Юпитера – 4 (3), Марса – 5 (4), Венеры – 5 (4), Меркурия – 5 (4), Солнца – 5 (4), Луны – 5 (0). Таким образом, в сумме получается 55 сфер, и Аристотель, действительно, приводит это число. Он оставляет загадочное примечание (так и не поясненное окончательно), что устранение лишних движений Солнца и Луны потребует в общей сложности 47 сфер. На более ранней стадии, как я подозреваю, он вводил 4 компенсирующих сферы для Луны, обеспечивая таким образом неподвижность Земли.

Таким образом, Аристотель ввел механическое представление о Вселенной, состоящей из сферических оболочек. Каждая из них выполняет свою функцию, а некоторые переносят планеты. Движение больше не постулировалось в виде отвлеченных понятий из книг по геометрии и не определялось через категории платоновских идей, но, скорее, формулировалось в терминах физики движения, физики причины и следствия. Первейшая сфера – первое небо – демонстрирует вечное круговое движение, передающееся всем низлежащим сферам; однако что приводит в движение это первое небо? Этот источник его движения сам должен быть недвижимым и вечным. Существует множество теологических интерпретаций этого перводвигателя, тип активности которого воплощает собой высшую форму наслаждения, заключающуюся в чистом созерцании самого себя как объекта – естественное состояние для божественных существ. Тогда логично предположить следующее: сколько бы ни оказалось причин для недоумений, у Аристотеля было все необходимое для того, чтобы разобраться в них. Некоторые поздние комментаторы утверждали, будто бы одного перводвигателя для самой удаленной сферы вполне достаточно для обеспечения работы системы. Тем не менее, как полагал Аристотель, скорее всего, каждое планетное движение по типу Евдокса обладает собственным перводвигателем, поэтому их общее число должно равняться 55 (или 47). Судя по всему, в итоге он соглашается признать их богами. В дальнейшем, в эпоху поздней Античности и в Средние века, те, кто находил эту идею неприемлемой, обычно предпочитали заменять их «духами» или ангелами.

От Симпликия мы узнаем, что система концентрических сфер продолжала изучаться и была воспринята Автоликом из Питаны, жившим около 300 г. до н. э. Автолик написал сочинения по «сферической астрономии», а именно по геометрии (небесных) сфер, и они пользовались широкой популярностью у арабов, иудеев и римлян вплоть до начала Средних веков; но эти работы не содержали теории, похожей на теорию Евдокса. Тем не менее Автолик защищал ее от нападок некоего Аристофера, оставшегося в истории в качестве учителя астронома-поэта Арата. Теорию признали несовершенной, поскольку она не могла объяснить изменение яркости планет. Симпликий полагает, что этот ее недостаток тревожил в том числе и Аристотеля.

Почести, воздаваемые историей астрономии Гераклиду – современнику Аристотеля из Афин, – по всей вероятности, значительно превосходят его реальные заслуги. Это была яркая фигура, чьим восхитительным литературным сочинениям не довелось дожить до наших дней. О нем говорят, будто он скоропостижно скончался во время вручения ему золотой короны в театре. На деле, он получил ее обманом: согласно одному из преданий, он подговорил посланников Дельфийского оракула сказать, что боги обещали отвести чуму от его родного города Гераклеи, если он будет коронован при жизни и удостоится культа героя после смерти.

Не преуспев в этом честолюбивом устремлении, он тем не менее добился гораздо большего успеха в аудитории интересующихся им историков. Именно он, как предполагается, поместил в центре орбит Меркурия и Венеры Солнце, которое, в свою очередь, обращается вокруг Земли. Этот хотя и робкий, но правильный шаг в направлении коперниканства вызвал особый интерес. Так или иначе, нет сомнений в его искренней убежденности в том, что Земля вращается вокруг своей оси (Аристотель упоминает об этой доктрине), и он был первым из известных нам астрономов, кто придерживался таких взглядов. Действительно, Коперник упоминает его имя именно в этой связи. Пожалуй, он вполне заслуживал серебряную корону.

Вряд ли идея о нахождении Солнца в центре орбит Венеры и Меркурия могла проложить себе дорогу в период астрономии Евдокса, на который пришлись годы жизни Гераклида. Постановка этого вопроса выглядела более естественной в теории эпициклов. И он упоминается в указанном контексте Теоном Смирнским, но тот жил в начале II в. н. э. В одном из комментариев к платоновским текстам еще более позднего автора Халкидия называется имя Гераклида и высказывается намерение изложить его доктрину, но из некоторых числовых данных с очевидностью следует, что в том месте, где говорится о Венере, находящейся «иногда выше, а иногда ниже Солнца», подразумевается лишь ее расположение «впереди Солнца в зодиаке» и «за Солнцем в зодиаке».

Первым астрономом, выдвинувшим решительно, без обиняков полновесную гелиоцентрическую теорию, был Аристарх Самосский. Он родился около 310 г. до н. э. на острове Самос, за пределами Малой Азии, недалеко от Милета, и умер не позднее, чем в 230 г. до н. э. В следующем веке из самого сердца ионийской культуры вышел другой астроном и математик – Конон Самосский, друг Архимеда, живший, предположительно, в 287–212 гг. до н. э. Именно благодаря Архимеду мы знаем о гелиоцентрической теории Аристарха, поскольку единственным его сочинением, дошедшим до наших дней, является трактат «О размерах и взаимных расстояниях Солнца и Луны», и было бы вполне естественно предположить, что измерение этих расстояний производилось относительно Земли, находящейся в центре.

Согласно Архимеду (как сказано в самом начале его книги «Исчисление песчинок»), гипотеза Аристарха заключается в следующем: звезды и Солнце – неподвижны, Земля обращается по круговой орбите вокруг Солнца, расположенного в центре этой орбиты, а сфера неподвижных звезд, также имеющая своим центром Солнце, настолько велика в своей протяженности, что круг, где, предположительно, располагается Земля, находится в таком же отношении к расстоянию до неподвижных звезд, как центр сферы к ее поверхности.

Архимед критикует Аристарха за бессмысленность последнего утверждения, где говорится об отношении точки к поверхности, и предполагает, что тот, скорее всего, имел в виду равенство отношения диаметров Земли и Солнца к отношению сферы, на которой обращается Земля, к сфере неподвижных звезд. Некоторые современные интерпретаторы допускают такое прочтение, в то время как другие считают иначе: отношение точки к поверхности означает не более чем «безмерно огромное соотношение», настолько огромное, что нет никакой надежды обнаружить звездные параллаксы (изменения видимых положений звезд в ходе годового движения Земли).

Каковы бы ни были его намерения, нет никаких сомнений в том, что Аристарх верил в существование тех движений, которые сегодня обычно ассоциируются с именем Коперника, определенно знавшего о своем предшественнике (см. об этом далее на с. 428). Это кажется удивительным, но единственным астрономом, поддержавшим идею Аристарха в Античности, являлся Селевк из Селевкии. Селевк, как полагают, пытался доказать эту гипотезу. Он жил в середине II в. до н. э., и расцвет его деятельности наступил спустя примерно восемьдесят лет после смерти Аристарха (230 г. до н. э.). Селевкия стоит на Тигре, однако тот факт, что позже Страбон говорил о Селевке как о халдее, вероятно, является чем-то бо́льшим, чем просто указанием на месопотамское происхождение: он работал, как можно предположить, в рамках школы вавилонской астрономии. Селевка нельзя считать дилетантом, поскольку Страбон утверждает, будто он открыл периодичность изменений приливов Красного моря, которую он связывал с местонахождением Луны в зодиаке.

Если, согласно Аристарху, Солнце действительно находится в самом центре земной орбиты, то представляется крайне маловероятным, что он оставил без внимания варьирование годового движения Земли, заключающееся в несовпадении продолжительности сезонов. Как мы увидим далее, это несовпадение в следующем веке изучил и объяснил Гиппарх в рамках геоцентрической гипотезы. Вряд ли, однако, неудача Аристарха в решении такого рода технических вопросов стала главной причиной непопулярности гелиоцентрической системы. Гораздо более важным фактором оказалось подавляющее влияние аристотелевской геоцентрической космогонии с ее сильной доктриной естественных движений тел в направлении центра мира (отождествляемого Аристотелем с центром Земли) или от него. У этого вопроса было и религиозное измерение, и, согласно Плутарху, философ стоик Клеанф полагал, что Аристарх должен быть наказан за нечестивость, поскольку настаивал на подвижности Земли. Клеанф отличался особым пылом в вопросах внедрения религии в философию, но если принимать во внимание его веру, согласно которой Вселенная – это живое существо, Бог – это ее душа, а Солнце – ее сердце, то его неприятие гелиоцентризма выглядит весьма странно.

Упомянуть об Аристархе лишь в связи с его гелиоцентрической теорией означало бы упустить из виду один важный аспект ранней греческой астрономии, а именно – ее практическую сторону. Одним из важнейших источников информации по практике определения времени с помощью солнечных часов является римский архитектор I в. Витрувий. Он был убежден, что хороший архитектор должен знать философию, музыку, медицину, историю и все науки, имеющие отношение к строительству. В их число входили астрономия и исчисление времени, подробно рассмотренные им в девятой книге трактата «Десять книг об архитектуре». Он сосредотачивается в основном на определении времени и в заключение приводит перечень различных типов солнечных часов с именами их предполагаемых изобретателей. Среди прочего он сообщает нам об изобретении Аристархом скафиса – вогнутой полусферы с расположенным внутри гномоном (стрелкой), тень от которого помечает время на сетке часовых линий. Кроме того, он приписывал Аристарху изобретение солнечных часов в форме плоского диска. Нельзя в точности сказать, насколько корректны эти атрибуции, и у нас нет полной уверенности в том, что конкретно имел в виду Витрувий, но часы в виде полусферы, как мы знаем, приобрели широчайшую популярность. Об этом можно судить по обилию сохранившихся образцов, особенно тех, у которых бо́льшая часть полусферы была срезана за ненужностью. Тень от гномона может находиться только в пределах ограниченного участка полусферы, и преимущество срезанной поверхности налицо: она, в отличие от полусферы, не наполнялась дождевой водой.

46

Фрагмент «конических» солнечных часов, найденных на месте бывшей центральной площади в Камире на острове Родос. Этот тип часов был широко распространен в Древней Греции, и до наших дней дошло около ста сохранившихся экземпляров. Витрувий приписывал их изобретение блестящему геометру Дионисодору из Кавна (250–190 гг. до н. э.). Вогнутая поверхность с прочерченными на ней часовыми линиями представляет собой часть конуса (на схематической реконструкции его вершина обозначена точкой V, а дуга кругового основания – точкой C). Гномон (G) занимает горизонтальное положение, а часы определяются по его тени в зависимости от сезона. Треки, вдоль которых должны были считываться часы, содержат метки, соответствующие крайним сезонным положениям: s – для летнего солнцестояния, w – для зимнего солнцестояния и e – для равноденствий. Часть конуса на верхней поверхности плиты имеет эллиптическую форму. Вполне вероятно, что проектирование таких часов считалось хорошим стимулом для изучения математических свойств конических сечений.

Еще большей популярностью обладали так называемые конические солнечные часы (ил. 46). Если не присматриваться, их легко перепутать с часами в виде срезанной полусферы. Потребность в конструировании всех этих часов оказала сильное стимулирующее воздействие на астрономию и геометрию. Проблема становилась особенно актуальной, когда поверхность, на которую падала тень, была плоской – не важно, горизонтальная она или вертикальная; и здесь, если верить Витрувию, Аристарх ввел небольшое усовершенствование. Типичный пример ранних солнечных часов с плоским циферблатом приведен на ил. 47. Спустя два столетия после смерти Аристарха население Афин смогло ознакомиться с замечательным экземпляром часов с плоским циферблатом на Башне Ветров на рыночной площади Агоре. Будучи возведенной в 50 г. до н. э., эта башня стоит до сих пор, и многие из часовых линий ее солнечных часов все еще различимы. Вне всякого сомнения, самые помпезные солнечные часы с плоским циферблатом времен Античности были установлены в Риме в честь празднования победы Августа в Египте в 30 г. до н. э. В настоящее время их гномон, привезенный из Гелиополя, находится на Пьяцца ди Монте-Читорио. Он представляет собой 22‐х метровый обелиск, увенчанный бронзовым глобусом. Оставшееся от пространного посвящения выложено бронзовыми буквами на мраморной мостовой, в наши дни скрытой под наслоениями других, более поздних построек, однако некоторые ее части извлекли во время раскопок, и особого внимания заслуживает то, что найденные буквы были буквами из греческого алфавита.

47

Римские горизонтальные солнечные часы с плоским циферблатом, датируемые приблизительно I в. до н. э. Найдены в храме Юпитера в городе Аквилее. Юг расположен в направлении верхней части рисунка. Углубление предназначено для установки гномона. По краю окружности, диаметр которой составляет примерно 66 сантиметров, написаны имена восьми ветров. Подписаны именем изготовителя – Марка Антистия Евпора. Несмотря на то что такие часы были проще в изготовлении, чем конические, они дошли до нас в гораздо меньшем количестве, поскольку плоские плиты часто повторно использовали в других целях.

Не во всех солнечных часах можно с первого взгляда усмотреть точное соответствие задачам геометрии небесной сферы, но почти все они в итоге имели такой характер – даже солнечные часы в форме окорока с гномоном в виде свинячьего хвостика (ил. 48). Изучение искусства перспективной проекции, необходимого для всех типов солнечных часов, должно было обеспечить интеллектуальными дивидендами не только гномонику, но и всю геометрию в целом, а также, вероятно, конструирование первой плоской астролябии. В этой связи мы опять должны упомянуть Гиппарха, а также Башню Ветров, которая предназначалась главным образом для обслуживания водяных и солнечных часов, сделанных в виде астролябии. Ранняя история технических приемов воспроизведения небесной сферы на плоской поверхности содержит много неясностей, но Витрувий снова дает нам небольшую подсказку. То, что он называет своей аналеммой, представляло собой предназначенную для этих целей геометрическую конструкцию, не являющуюся солнечными часами в строгом смысле этого слова, но сыгравшую роль посредника в их изготовлении. (Он не дает точного объяснения того, как она использовалась, хотя несложно восполнить отсутствующее объяснение.) Происхождение данной конкретной аналеммы неизвестно, однако если поставить целью найти ее изобретателей, то наиболее вероятными кандидатами были бы Аристарх и Гиппарх. Впоследствии аналемма всячески использовалась для решения множества математических и астрономических задач. Например, существует предположение, что в I в. н. э. Герон Александрийский прямо или косвенно использовал ее при разработке метода нахождения кратчайшего расстояния между двумя городами посредством наблюдения лунного затмения из двух различных мест. Нашим главным источником по аналемматическим графическим методам является Птолемей, живший столетием позже, однако их происхождение определенно относится к более раннему периоду, в который жил Герон. Много позже, уже в мусульманском мире, она применялась для обоснования методов определения направления, указывающего на Мекку.

48

Портативные римские солнечные часы, найденные в Помпеях, а следовательно, изготовленные не позже извержения Везувия в 79 г. н. э. Сделаны из посеребренной бронзы в виде свиного окорока, в котором хвост выполняет функцию гномона. Подвесив часы в свободном состоянии, нужно было поворачивать их до тех пор, пока тень от верхушки гномона не достигнет вертикальной линии, соответствующей определенной дате. Каждая вертикаль обозначалась сокращенным названием месяца и соответствовала определенному положению Солнца на эклиптике. Каждая из поперечных линий, пересекающих вертикали, обозначала часы, которые считались отдельно для первой и второй половины дня. По всей вероятности, изогнутые часовые линии наносили с помощью таблицы, а не фактических наблюдений, производимых в течение года. Они определенно не основаны на каких-либо фундаментальных геометрико-астрономических положениях, как это было в случае полусферических, конических, плоских и цилиндрических часов. Витрувий отмечает, что «написано много инструкций по изготовлению подвесных часов для путешественников». Справа показан еще один, гораздо более сложно устроенный тип римских портативных часов с подвижными частями, вполне пригодных для точного определения времени. (Изготовлены, предположительно, в III в. н. э.; обнаружены в Братиславе, в настоящее время хранятся в Музее истории науки в Оксфорде.)

Пример инженерного дизайна солнечных часов демонстрирует важность взаимодействия между теорией и практикой в греческой науке, и это касалось не только вопроса измерения времени. И все же мы не должны преувеличивать точность астрономических наблюдений Аристарха. Его сочинение «О величинах и расстояниях Солнца и Луны» дает хорошее представление о различных типах взаимодействия между математическими и наблюдательными методами в греческой астрономии, которые часто давали искаженное видение реальности. Вполне естественно судить об обстоятельствах прошлого, исходя из современных или даже птолемеевских астрономических устремлений, но устремления Аристарха почти во всем разительно отличались от них и относились скорее к чистой геометрии, чем к наблюдательной астрономии. Это хорошо иллюстрируется серией знаменитых обобщений, касающихся размеров и взаимных расстояний Солнца, Луны и Земли, как это описано в его книге. Метод, посредством которого Аристарх вводит свои базовые аксиомы, явным образом соотносится с чем-то, чему он научился, изучая геометрию. Его работа выходила за пределы существующей геометрической традиции, поскольку в ней применялись технические приемы, предвосхитившие появление тригонометрии в ее современном понимании. Его подход к решению вопросов не предполагал получения точных численных результатов, и то, что он был способен дать только неточные решения, заключенные в пределах некоторой области неопределенности (демонстрируя при этом нарочитое стремление решать проблемы, связанные с реальным миром), оставляло у отдельных читателей впечатление, будто его работы представляют собой эмпирические приближения. Его даже осуждали за то, что в определенных крайне запутанных геометрических доказательствах он не брезговал использовать линии неопределенной длины. Однако то, что составляет предмет педантичного отношения к малым величинам у астронома, не является таковым у геометра. Трактат Аристарха относился к геометрической традиции, выискивавшей в реальном мире подходящие для нее примеры. Евдокс принадлежал к той же среде, хотя и жил на полвека раньше. Над Аристархом потешались, поскольку он оценил угловой диаметр Солнца и Луны в 2°, а это в четыре раза превышало их реальные размеры. (Ни он, ни кто-либо еще из греков не использовали в то время вавилонскую градусную систему измерения углов, но мы будем пользоваться ею здесь для удобства.) Однако это обвинение становится, очевидно, неуместным, если предположить, что он просто играл в некоторую игру, подобно тому как современный специалист в области прикладной математики может задаться вопросом о движении шаров на круглом биллиардном столе. Если рассуждать исторически, то можно говорить об осуществлении постепенного перехода от проблематики, задаваемой Аристархом, к проблематике, интересовавшей астрономов в современном понимании этого слова. Например, «насколько далеко находится Луна, настоящая Луна?».

49

Метод Аристарха для определение относительных расстояний Солнца и Луны от Земли

Аристарх подготовил почву для постановки подобного рода вопросов, но не обеспечил их удовлетворительными эмпирическими ответами. В числе его базовых предположений было освещение Луны Солнцем; в тот момент, когда Луна представляется нам освещенной ровно наполовину, глаз наблюдателя находится на дуге большого круга, разделяющего светлую и темную области. (См. ил. 49, где T – это Земля, S – Солнце, а M – Луна.) Затем он предположил, что угловые диаметры Солнца и Луны одинаковы, так как они в точности совпадают во время затмения Солнца Луной. (Это следует из следующего его утверждения: в момент затмения по краям затмеваемого Солнца не образуется кольца, а фаза полного затмения длится очень недолго. Конечно, так бывает не всегда.) Его трактат довольно сложен с точки зрения геометрии, когда он переходит к вопросу о взаимных расстояниях и размерах светил, однако он содержит одно утверждение, легко поддающееся обсуждению. Сегодня его часто называют «дихотомией», от греческого слова, обозначающего деление надвое. Ничто не мешает нам в приведенном примере с освещенной наполовину Луной взять отношение отрезков TS к TM как величину, обратную косинусу угла MTS. Аристарх, не приводя никаких дополнительных оснований, утверждал, что искомый угол составляет 29/30 от четверти круга (87°). Если принять это значение, то, используя тригонометрические таблицы, можно легко получить искомое отношение расстояний до Солнца и Луны, оказывающееся равным 19,11. Аристарх не имел ни малейшего представления о косинусе, не говоря уже о таблицах значений этой функции, однако посредством длинных и громоздких геометрических рассуждений он сумел получить значение, которое оказалось «больше 18, но меньше 20». Для получения этого результата ему в процессе доказательства пришлось воспользоваться теоремой, эквивалентной записанной нами следующим образом:

Каким бы ни было отношение расстояний до Солнца и Луны, в силу того что он рассматривал угловые диаметры этих светил равными друг другу, отношение их истинных диаметров должно оказаться, по его словам, более или менее таким же. (Это «более или менее» звучит немного странно, поскольку он стремился к точности и даже пытался учесть тот факт, что, глядя на сферу, мы видим отнюдь не половину ее поверхности.) Другие теоремы, как, например, об относительных объемах светил, легко выводятся из предыдущей и не представляют особого интереса. Гораздо более важным представляется то, что мы отнюдь не исказили смысла его достижений, заключавшихся в нахождении верхней и нижней границ интервала, в пределах которого должно лежать значение определенного тригонометрического соотношения. С исторической точки зрения астрономические выводы, следующие из его аргументации, были вторичны, и, вероятнее всего, он сам осознавал это. Вряд ли можно точно определить момент, когда лунный диск разделен ровно пополам на темную и освещенную стороны, это сложно сделать даже в наши дни. Совершенно невозможно, пользуясь доступными в то время инструментами, измерить этот важнейший угол, истинная величина которого составляет 89,8°.

Упомянутая дихотомия – не единственная теорема, привлекающая интерес историков к трактату Аристарха «О величинах и расстояниях», поскольку он настойчиво разрабатывал в нем геометрические процедуры, позволяющие понять, каким образом, в принципе, могут быть определены абсолютные размеры Солнца и Луны в единицах диаметра Земли. Хотя он начинает с описания того, что, в принципе, может быть обнаружено в ходе наблюдения лунного затмения, его собственные «данные» не были выведены из тщательно проведенных наблюдений. Представляется в высшей степени вероятным, что он выбрал их только для иллюстрации собственного метода. Греческие геометры, и даже Птолемей, часто прибегали к этому приему, и каждый, кто воспринял метод Аристарха, включил его в систему педагогической подготовки. Это создало условия для более проницательного анализа, осуществленного в следующем столетии Гиппархом, которому этот метод указал путь к получению эмпирических результатов.

И здесь опять, получая абсолютные расстояния, Аристарх использовал некий прототип тригонометрии, позволивший ему, как и ранее, определить верхнюю и нижнюю границы, в пределах которых должно лежать искомое значение. С точки зрения геометрии он использовал точную процедуру: например, когда он говорит, что диаметр Солнца заключен между 19/3 и 46/6 диаметра Земли, значения верхней и нижней границ, в известном смысле, точны. Мы можем характеризовать его метод как аппроксимирующий только в том случае, когда предполагается, что он рассматривает наблюдательные данные, но здесь мы, скорее всего, недостаточно хорошо его понимаем. По сообщению Архимеда, Аристарх считал угловой диаметр Луны равным половине градуса. Зачем же он выбрал значение, превышающее эту величину в четыре раза? Это был оценочный метод, и из него с очевидностью следует, что Аристарх пробовал свои силы в установлении того, что мы обычно называем тригонометрическими соотношениями выбранных малых углов. Вне зависимости от того, как это было на самом деле, его метод, судя по приведенному здесь примеру, не может быть резюмирован в двух словах. Если заменить тригонометрические соотношения последовательными геометрическими процедурами, то общую стратегию его доказательства легко понять из пояснения к ил. 50. Худшее, что может сделать читатель, если он хочет составить представление о геометрических достижениях Аристарха, – это попытаться решить указанную проблему самостоятельно с помощью элементарных методов, не познакомившись, хотя бы вкратце, с приведенным здесь рисунком. Задача заключалась в том, чтобы выбрав в качестве исходных значений угловые размеры земной тени на расстоянии лунной орбиты, (равные) угловые размеры Солнца и Луны и отношение их расстояний до Земли, найти абсолютные значения всех расстояний в радиусах Земли.

50

Диаграмма Аристарха для абсолютных взаимных расстояний (или размеров) Солнца и Луны. (Для наглядности пропорции диаграммы сильно завышены.) Он считал установленными относительные расстояния, найденные ранее, и полагал, что нам известны угловые размеры тени Земли на лунном расстоянии (которые, в принципе, можно определить по временному интервалу между моментами вхождения Луны в земную тень и выхода из нее). Его пространное доказательство является демонстрацией применения скорее геометрических методов, чем истинных эмпирических параметров. Тригонометрические аргументы, используемые в нашем кратком изложении, только отдаленно воспроизводят применяемые им технические приемы. Рассмотрим углы, обозначенные на схеме α и θ, и два угла между ними, дополняющие их до прямых углов. Та же пара необозначенных углов вместе с углами p и q составляет два прямых угла, из чего следует, что (α + θ) равно (p + q). Угол α легко измерить (хотя Аристарх в своем трактате присваивает ему абсурдное значение 1°), а угол θ он полагает равным 2°, что в сумме дает 3°. Ранее он уже приводил аргументы, касающиеся отношения расстояний до Солнца и Луны («больше, чем 18, но меньше, чем 20»). Если применить часто используемое приближение, согласно которому малые углы пропорциональны их синусам (или тангенсам), то предыдущее высказывание будет равносильно утверждению, что значение p заключено между 18q и 20q, то есть 3° лежат между 19q и 21q. Примем в качестве средних значений (чтобы сократить рассуждение) q = 3°/20 и p = 57°/20. Тогда, если измерение ведется в земных радиусах, расстояние до Солнца (a) будет равно величине, обратной sin 0,15° (то есть около 382), а расстояние до Луны (b) – величине, обратной sin 2,85° (около 20,1). На самом деле, Аристарх не приводит итогового результата. Отсюда, следуя простым геометрическим операциям, можно получить размеры Солнца и Луны (в единицах радиуса Земли).

Аполлоний из Перги (в прошлом Перга – сегодня обычно произносят «Перге» – античный греческий город на юге Малой Азии) жил во второй половине III – начале II в. до н. э. Он бывал в Александрии. Представляется сомнительным, что он (как шестью столетиями позже утверждал Папп) провел там долгое время, обучаясь вместе с другими учениками Евдокса, но не вызывает сомнений, что он был одним из величайших математиков греческой Античности, сопоставить с которым можно, пожалуй, только Архимеда. Его вклад в геометрию конических сечений (парабола, гипербола, пара прямых, окружность и эллипс) был примерно таким же, как вклад Евклида в элементарную геометрию. Он написал собственное сочинение (его бо́льшая часть основывалась на достижениях предшественников), опираясь на строгий логический метод. Кроме того, он показал, каким образом можно строить кривые, используя методы, очень близкие к используемым в современной аналитической геометрии. Чрезвычайная полезность этих методов в астрономии выяснилась в эпоху Кеплера, Ньютона и Галлея, каждый из которых скрупулезно изучал труды Аполлония.

Интерес Аполлония к астрономии подтверждается множеством косвенных упоминаний. По сообщению одного из авторов, у него было прозвище Эпсилон, поскольку эта греческая буква (ε) внешне напоминала Луну, изучением которой он занимался наиболее интенсивно. В другом источнике говорится, что, согласно его данным, расстояние между Луной и Землей составляет 5 миллионов стадий (около 0,96 миллиона километров), а это примерно в два с половиной раза больше реального. Другой автор, астролог Веттий Валент, расцвет его деятельности пришелся на 160 г. н. э., утверждал, что пользовался таблицами Солнца и Луны, составленными Аполлонием; однако, вероятнее всего, автором таблиц был его однофамилец. Но самое интересное упоминание, относящееся к его астрономическим изысканиям, связано с его теоремой из теории планетных движений. Согласно Птолемею, Аполлоний обнаружил связь между скоростью планеты, движущейся в эпицикле, скоростью центра этого эпицикла, обращающегося по кругу деферента, и двумя расстояниями на рисунке, отображающем положение, когда планета кажется неподвижной, меняя прямое движение на попятное. (См. пояснение этой терминологии в предпоследнем разделе предыдущей главы, где указанные представления были введены с некоторым опережением по отношению к занимаемому ими месту в истории.)

51

Иллюстрация теоремы Аполлония об эпициклическом движении

Описанная конфигурация изображена на ил. 51, где точка O – центр эпицикла, а P – планета. Последняя представляется неподвижной для наблюдателя, находящегося на Земле, обозначенной здесь точкой T. Движение точки P под прямым углом к лучу зрения TQ должно складываться из двух равных и противоположно направленных компонент: одна возникает в силу того, что планете передается скорость точки O, а другая является результатом ее вращения вокруг O и направлена вдоль касательной к эпициклу в точке P. Если разложить эти скорости, то, используя простейшие методы современной геометрии, можно легко получить доказательство следующей теоремы: отношение угловой скорости в деференте к скорости в эпицикле относительно отрезка OT равно отношению PS к PT. (Здесь PS является серединой хорды QP.)

Тот же самый результат можно получить с помощью метода пределов из классической геометрии. Это сделал Птолемей в «Альмагесте» спустя более чем триста лет. Вне зависимости от того, какой метод использован самим Аполлонием, представляется вполне очевидным, что он обладал навыком анализа движения в двух измерениях. Это довольно важно, поскольку если это так, то он был ключевой фигурой на первом этапе разработки идеи эпициклического движения. По утверждению Птолемея, когда он доказывал приведенные выше соотношения, он сделал это как для эпициклического (показано выше), так и для другого, эквивалентного ему представления, где планета движется по траектории, которую мы сегодня назвали бы подвижным эксцентрическим кругом.

52

Эквивалентность определенных типов эксцентрического и эпициклического движений

В эквивалентности этих моделей легко убедиться с помощью ил. 52, где сплошные линии обозначают эпициклическое движение, а пунктир – альтернативное представление. Забудем на время про пунктир. Для попадания в точку P из точки T нужно, очевидно, сначала переместиться в точку O, а затем – в P; или же сначала в точку E по отрезку TE, равному и параллельному отрезку OP, а затем в точку P по отрезку EP, который равен и параллелен отрезку TO. Равенство длин упомянутых здесь отрезков означает, что точки E и P лежат на кругах, изображенных пунктиром, как показано на рисунке. Точку E обычно называют эксцентрической («вне центра») точкой, а внешний пунктирный круг – эксцентрическим кругом. Сам этот круг, надо отметить, подвижен.

С чисто геометрической точки зрения не имеет значения, каким образом производится разделение движения по большим и малым кругам, в силу чего эти два построения являются эквивалентными, и единственное, что вынуждает нас вносить различие в эти понятия, – это исторические причины.

Эксцентрические круги, с ними мы еще встретимся, когда будем рассматривать позднейшие модели, есть не что иное, как фиксированные круги, центр которых находится в точке, не совпадающей с Землей. И здесь будет уместно заметить: они действительно могут рассматриваться как особый тип эквивалентного представления эпициклического движения. Пусть центр большого круга на ил. 52, нарисованного сплошной линией, зафиксирован в точке T, то есть связан с Землей. Если по мере движения точки O по большому кругу отрезок OP будет всегда параллелен отрезку TE, то точка P будет лежать на фиксированном эксцентрическом круге (он изображен на рисунке в виде большого пунктирного круга) с центром в точке E.

За исключением в высшей степени сомнительного упоминания Веттия о неких таблицах, составленных Аполлонием, нам неизвестно ничего, что подтверждало бы его стремление связать свою эпициклическую теорию планетных положений с наблюдениями. Однако его теоретические наработки подтолкнули к этому других астрономов, и есть все основания полагать, что очень важную роль в этом сыграло использование вавилонских методов. Первым греческим астрономом, приобретшим известность благодаря применению арифметических методов к геометрической теории, был Гиппарх, расцвет деятельности которого пришелся на период между 150 и 125 гг. до н. э. Гиппарх родился в Никее, расположенной на северо-западе Малой Азии (в настоящее время турецкий город Изник), но, судя по всему, работал он в основном на острове Родос. Важность его вклада в развитие астрономии чрезвычайно велика, и используемые им численные методы хорошо известны (зачастую в мельчайших подробностях) благодаря «Альмагесту» Птолемея, цитировавшего Гиппарха чаще, чем других астрономов.

Мы сумеем лучше понять важность вавилонского влияния на развитие астрономии, если примем во внимание, что из всего перечня достижений греческого мира до Птолемея мы с трудом отыщем пару десятков отчетов о проведении точных наблюдений, предшествовавших Гиппарху. Самым ранним является описанное выше наблюдение летнего солнцестояния в Афинах в 432 г. до н. э.; все остальные были проведены в Александрии, начиная с серии наблюдений покрытия звезд Луной, осуществленных Тимохарисом. Это не означает, что наблюдения, в широком понимании этого слова, вовсе не проводились, поскольку за этот период произошло много событий, которые трудно было не заметить. Зачастую отчеты представляли собой не более чем выражение восторга отдельных авторов в отношении туманных предсказаний и не содержали даже даты или времени явления. Среди наиболее часто повторяемых примеров можно назвать наблюдение солнечного затмения, предположительно, предсказанного Фалесом, – человеком, чья репутация в IV в. до н. э. была уже настолько велика, что Аристотель назвал его первым натурфилософом и космологом. На деле, как пишет историк Геродот, Фалес предсказал только год необыкновенной темноты, которая действительно наступила, совпав с окончанием битвы между мидянами и лидийцами на Каппадокийской равнине. Поскольку интерпретация соответствующего места у Геродота (I, 74) Дж. Б. Эри в статье, написанной в 1853 г., не внушает доверия, было принято считать, что предсказание относится к затмению, произошедшему 28 мая 585 г. до н. э. Однако нет никакой уверенности в том, что Геродот имел в виду именно затмение, не говоря уже о способности Фалеса действительно предсказать. Те же сомнения могут быть отнесены к предсказанию солнечного затмения, предположительно, произведенному другом Платона Геликоном Кизикским, который неоднократно награждался за свои труды царем Сиракуз. По расчетам одних ученых, это затмение произошло 12 мая 361 г. до н. э., другие датируют его 29 февраля 357 г. до н. э. В «Исторической библиотеке» Диодора Сицилийского приводится сообщение о событии, когда во время вооруженного столкновения между Агафоклом и карфагенянами «день обернулся ночью»; это явление идентифицируют с солнечным затмением 15 августа 310 г. до н. э. Ничто из вышеперечисленного не может служить наглядным подтверждением наблюдений, проведенных в целях обоснования той или иной астрономической теории. Более многообещающе выглядит туманное сообщение, оставленное Архимедом (ум. в 212 г. до н. э.), о наблюдениях солнцестояний; но у нас нет подробной информации об этих событиях, и даже часто повторяемая история о том, что он измерил диаметр Солнца, получив для него величину в половину градуса (1/720 часть круга), не имеет под собой основания.

Эти несколько примеров дают нам картину, сильно отличающуюся от имевшей место на Ближнем Востоке. У греческой и восточной культур было много точек соприкосновения, и мы уже кратко ознакомились с некоторыми из них, обладавшими астрономическим значением и напрямую связанными с календарем и зодиаком. Мы процитировали утверждение Цицерона, будто тот был знаком с трудами Евдокса и высказывал свое неудовольствие в отношении халдейских астрологических прогнозов. Впервые способ измерения углов в градусах и шестидесятеричная арифметика появляются в Греции незадолго до Гиппарха в трактате Гипсикла «О восхождении созвездий по эклиптике», но Гиппарх, вне всякого сомнения, имел доступ к вавилонским данным и к теории, значительно более изощренной, чем все, что можно было обнаружить в ранних греческих источниках. В самом конце XIX в. Ф. К. Куглер первым догадался об использовании Гиппархом в теории Луны (поиск отношения между количеством месяцев и количеством лет) фундаментальных периодических соотношений, взятых из вавилонской лунной теории, названной нами ранее Системой B. После этого были обнаружены другие, не столь масштабные примеры заимствований, и создается впечатление, что либо резюме вавилонского архива было переведено кем-то на греческий язык для чьего-либо индивидуального пользования, либо кто-то из греческих двуязычных астрономов получил доступ к упомянутому архиву и составил его краткое описание. Вавилонские методы продолжали использоваться в своей традиционной форме и после Птолемея (и даже в Египте римского периода), поэтому Гиппарх мог самостоятельно изучить их по первоисточникам.

Существенным условием реализации любой программы объединения геометрических моделей с наблюдательными данными является использование неких эквивалентов того, что сегодня мы называем тригонометрией. Гиппарх сыграл весьма важную роль в основании этой дисциплины. Он написал работу, посвященную хордам (хорда – линия, соединяющая две точки окружности), и составил простейшую таблицу хорд. Если выбрать радиус в качестве единицы, то, используя современную терминологию, длина хорды, очевидно, будет равна удвоенному синусу половины центрального угла, противолежащего хорде, так что таблица хорд может быть использована как некий эквивалент таблицы синусов. Гиппарх, следуя вавилонской методике, делил окружность на 360 градусов, по 60 минут в каждом, а используемый им стандартный радиус состоял из такого же количества единиц и подразбиений. Позже Птолемей установил радиус равным 60 единицам, задав стандарт, применявшийся вплоть до XVI в. Однако индийская астрономия в течение долгого времени продолжала пользоваться делением, предложенным Гиппархом; кроме того, индийцы унаследовали предложенный Гиппархом расчет хорд методом их последовательного деления надвое, начиная с простых хорд, соответствующих 90° и 60°. Из этого становится понятно, почему углы в 22½°, 15° и 7½° часто упоминаются в позднейших астрономических текстах как фундаментальные.

Как мы знаем по работам Евдокса, у греков была хорошо развита трехмерная геометрия, и есть все основания полагать, что Гиппарх ввел альтернативный способ решения задач, предполагавших использование сферической поверхности (например, задач, связанных с восходами и заходами Солнца и звезд), сведя их к задачам, решаемым посредством плоских кругов и треугольников. (Мы уже упоминали вкратце об этом методе в связи с построением часовых линий в солнечных часах с плоским циферблатом посредством использования конструкции, известной как аналемма.) Похоже, Гиппарх часто решал аналогичные задачи арифметически, что, вне всякого сомнения, было подробно представлено в вавилонских технических приемах. Альтернативный геометрический метод предполагал использование трехмерной небесной сферы с соответствующими большими кругами, которые нужно было проецировать на плоскость аналогично тому, как земная поверхность проецируется на географическую карту. Не вызывает сомнений, что Гиппарх с успехом применял и эту методику, используя различные типы проекций.

53

Эта диаграмма иллюстрирует общий принцип действия плоской астролябии. S ₁ и S ₂  – два положения Солнца при его движении вокруг полюсов (один из них обозначен на диаграмме центральной точкой N). Представлены также соответствующие положения эклиптики – линии годового движения Солнца (e ₁ и e ₂ ) – и звезд. Помечено перемещение только одной звезды. Можно было бы показать и более широкий круг звезд, включая расположенные вблизи Северного полюса мира, но обычно звездная карта изготавливалась таким образом, чтобы охватить только эклиптику, поскольку для наблюдателей, находящихся в Северном полушарии, эта зона включала большинство наиболее ярких звезд. Изображенное движение, соответствующее смещению на угол A, отражает изменения, произошедшие примерно за два часа. Меридиан и местный горизонт, обозначенные на диаграмме двойными линиями, не участвуют в движении Солнца и звезд. Солнце, очевидно, приходит в точку S ₁ спустя примерно полчаса после восхода. Расположение круговой дуги, отображающей горизонт, зависело от географической широты, для которой изготавливалась астролябия. Чтобы получить более подробное представление об этом инструменте, см. ил. 65–68.

Один из способов такого проецирования, который мы называем «стереографическим», был особенно важен в силу влияния, оказанного им на конструирование астрономических инструментов, включая используемые нами по сей день. Он позволял изготавливать звездные карты на плоской поверхности. Он также давал возможность наносить на карту линии, обозначающие местный горизонт, линию меридиана и многие другие координатные линии, установленные в соответствии с местоположением наблюдателя. В инструменте, известном как плоская (или планисферная) астролябия, одна из таких карт накладывается на другую; верхняя карта традиционно изготавливалась на металлической пластине с прорезями, так что сквозь нее можно было разглядеть вторую, нижнюю пластину. Короткая ось в центре (соответствующая полюсу) позволяла вращать звездную карту, имитируя суточное вращение неба относительно местного горизонта и меридиана. Простейший набор основных линий этого важнейшего инструмента изображен на ил. 53. На нем представлена небольшая часть суточного движения Солнца. На звездной карте Солнце располагается в какой-то точке эклиптики. Предположим, что его положение не меняется с течением суток, хотя, конечно, это не совсем так. Поскольку звездную карту можно вращать вокруг центральной оси инструмента, обозначающей полюс, угол, образуемый на инструменте между двумя положениями Солнца (на рисунке он обозначен буквой A), будет таким же, как угол суточного вращения неба в целом и Солнца в частности. Величина угла может быть измерена с помощью шкалы на ободке инструмента, размеченной в градусах, либо в часах. (Полный круг, очевидно, должен был содержать 24 часа, хотя, на практике, часовое деление часто помечалось буквами алфавита, а не числами.)

Астролябия продолжала совершенствоваться в течение двух тысячелетий, и потребовалось бы написать большой трактат для разъяснения всех возможных вариантов ее применения. В конце этой главы приводятся некоторые дополнительные сведения из ее истории. Вполне вероятно, что ее изобретением мы обязаны Гиппарху; в данном случае наш источник – византийский астроном Синезий, хотя он оставил это свидетельство спустя более чем пятьсот лет. Птолемей, безусловно, был хорошо знаком с теорией стереографической проекции, и, если верить Синезию, то можно задаться вопросом о том, каким образом Гиппарх сумел справиться с невероятно сложной задачей по синхронному расчету столь большого количества звездных восходов и заходов, как это было изложено в его многочисленных сочинениях, включая единственную дошедшую до нас работу «Комментарий к „Феноменам“ Арата и Евдокса».

Арат, будучи последователем Евдокса, написал поэму «Феномены»; математик Аттал, уроженец Родоса, написал комментарий к ней, а вскоре после этого Гиппарх последовал его примеру. Это не было началом новой традиции: вавилонский текст, датируемый примерно VII в. до н. э., в котором перечисляется двадцать совокупностей одновременно кульминирующих звезд, является наглядным свидетельством того, что подобные вопросы уже долгое время привлекали внимание людей. В отличие от предшественников Гиппарх составил список точек (градусов) на эклиптике, кульминировавших одновременно со звездами. (Назовем эти величины медиациями звезд.) Изначально казавшееся, возможно, бесцельным упражнением на деле стало средством для довольно точного определения времени проведения ночных наблюдений. Это значительно облегчило работу самому Гиппарху и, по всей видимости, он извлек немало пользы из инструмента, сделанного по типу астролябии, с помощью которого легче производить необходимые вычисления. Нам совершенно точно известно: у него был трехмерный глобус с изображениями созвездий. Высказывалось предположение, что глобус Фарнезе (ил. 54 и 55), вероятно, скопированный с греческого оригинала II в. до н. э., мог быть изготовлен на основе установленных Гиппархом звездных положений. Он, вполне возможно, имеет отдаленное отношение к каталогу Гиппарха и изготавливался через посредство других, промежуточных каталогов, к настоящему времени уже утраченных. И все же можно заметить немало существенных расхождений между положениями звезд на глобусе Фарнезе и тем, как они представлены в сочинении Гиппарха «Комментарий к Арату», так что вряд ли между ними существует прямая связь.

54

Атлант Фарнезе (см. также ил. 55)

55

Рельефное изображение небесного глобуса Атланта Фарнезе в исполнении Джованни Баттисты Пассери (1750). Астроном Франческо Бьянкини произвел тщательное исследование этого глобуса в 1690‐х гг. В греческой мифологии Атлант был осужден Зевсом на то, чтобы вечно держать небо на своих плечах или «подпирать колонны Вселенной». Эта мраморная скульптура получила свое название в начале XVI в., после того как ее приобрел кардинал Алессандро Фарнезе. Впоследствии он выставил ее во дворце Фарнезе в Риме (в настоящее время – Национальный археологический музей в Неаполе). Как полагают историки искусства, эта статуя является римской копией, сделанной во II в. н. э. с греческого оригинала, датируемого, вероятно, II в. до н. э. Знаменитый глобус (около 65 сантиметров в диаметре) представляет собой наиболее раннее из всех известных на настоящий момент изображений подобного типа. Не следует сразу же отвергать идею о высокой точности копирования, и вместе с тем мы не можем быть абсолютно уверены в том, что эта копия верна. На глобусе отмечены зодиак, экватор, а также северный и южный полярные круги. Последняя пара кругов позволяет нам узнать, какие области звездного неба можно было наблюдать постоянно, а какие вовсе не видны с места изготовления глобуса, и таким образом определиться с широтой. К сожалению, нельзя исключать информацию о диапазоне наблюдений, полученную из косвенных источников. Время изготовления, в принципе, может быть определено по положению точек равноденствия (пересечениям эклиптики и экватора) относительно звезд – точек, которые смещаются со временем в результате прецессии. К сожалению, исходя из изображения созвездий, можно дать только грубую оценку предполагаемого положения звезд. Северные полярные области повреждены, поэтому созвездия Малая Медведица и Большая Медведица отсутствуют, но сорок два других созвездия – в полной исправности. Как это обычно и делается на глобусе, созвездия изображены не так, как они наблюдаются с Земли, а как будто бы на них смотрят «снаружи», это вполне логично. Представляется вполне вероятным, что оригинал глобуса предшествовал каталогу Гиппарха и был изготовлен на широте Самоса, Афин, западной оконечности Апеннинского полуострова или Северной Сицилии с погрешностью в один градус или около того.

Упомянутая работа Гиппарха положила начало системе координат, точно определяющей положение звезд. Система Гиппарха не совпадала с нашими «абстрактными» системами, будь то эклиптические долготы и широты или экваториальные склонения и прямые восхождения. Эти последние стали результатом постепенного развития его системы, основанной на склонениях и медиациях, – той самой, которая вскоре, по стечению обстоятельств, перешла в индийскую астрономию. Гиппарх составил собственный каталог звезд, однако не все их положения определялись через координаты; в отдельных случаях он, вероятно, всего лишь определял линию, на которой лежит звезда, давая приблизительную оценку расстояний. В III в. до н. э. Аристилл и Тимохарис составили список, содержащий несколько склонений. В «Естественной истории» Плиния Старшего сказано об обнаружении Гиппархом «новой звезды». Что это было на самом деле – не вполне ясно. Зафиксировав ее движение, он задался вопросом – а не ведут ли себя подобным образом другие звезды, и тем самым проложил путь к своему открытию – все звезды действительно очень медленно движутся параллельно эклиптике. Их эклиптическая долгота возрастает.

Вплоть до эпохи Коперника это движение рассматривалось как «движение восьмой сферы» – сферы, которая, как полагали, несет на себе звезды. Как мы сказали бы сегодня, исходя из коперниканской концепции, это была подвижная система отсчета. Земная ось совершает медленное конусообразное движение, приводящее к кажущемуся круговому движению точек равноденствия по эклиптике с востока на запад. Известно, что это «предварение равноденствий», или прецессия, составляет чуть более 50″ в год или 1° за 72 года. Гиппарх пришел к выводу, что эта величина должна быть не меньше, чем один градус за сто лет – по-настоящему выдающееся открытие. Но неужели оно было сделано исключительно из сопоставления звездных положений?

Движение точек равноденствия, очевидно, влияет на соотношение, связывающее продолжительность года, измеряемого по возвращению Солнца к какой-либо выбранной звезде, и по его возвращению в одну из равноденственных точек (или точек солнцестояния). В предыдущей главе мы показали, что последний период, называемый тропическим годом, короче первого – сидерического года. Гиппарх знал величину этой разности, и хотя он действительно пытался определить это медленное движение путем рассмотрения положений звезд, указанных Тимохарисом, скорее всего, более точный результат был получен им из сравнения сидерического и тропического годов. Его данные для последнего периода охватывают наблюдения равноденствий со 162 по 128 г. до н. э. и наблюдения лунных затмений, ценность которых заключается в том, что они позволяют точно определить положения, когда Луна, Земля и Солнце находятся на одной линии. Он довольно точно установил продолжительность тропического года, оказавшегося у него равным 365¼ суток минус 1/300 часть суток. На самом деле, последняя дробь должна равняться примерно 1/128, но Птолемей признавал первое соотношение правильным. Нам не известно значение, полученное Гиппархом для сидерического года, и мы можем дать только приблизительную оценку этой величины, основываясь на верхней границе интервала, приведенного им для прецессионного движения. (Если исходить из 1° за сто лет, то она оказывается равной 365¼ суток, плюс 1/144 часть суток.)

Иногда бывает полезно поразмышлять о том, насколько мало мы знаем о последовательности предпринятых действий, а значит и о мотивах проведения столь колоссальной астрономической работы. Что подсказало Гиппарху правильный путь определения того явления, которое мы сегодня называем прецессией, – продолжительность ли года, или положения звезд, или счет ночного времени? Точные положения звезд были нужны Тимохарису, возможно, только для определения продолжительности лунного месяца. Его наблюдения Луны не предполагали проведение угловых измерений: они сводились к наблюдению покрытий звезд с отсчетом времени в сезонных часах.

Сегодня было бы абсурдно, подражая пан-вавилонистам, говорить о ближневосточном «открытии прецессии». Как показано в первой главе, в каком-то смысле «понимание прецессии» не было чуждо и доисторическим наблюдателям, обнаружившим, что восходы и заходы звезд происходят не в местах, отмеченных их предками. В известном отношении, об этом движении знали и вавилонские астрономы, первыми осознавшие существование различия между тропическим и сидерическим способами измерения долготы Солнца. Однако, даже если мы сделаем такое заявление, это не означает, будто кто-либо из древних наблюдателей был способен предложить рациональное обоснование указанного расхождения, как это сделал Гиппарх. Решающим фактором в данном случае является достижение Гиппархом правильного понимания универсальности этого едва заметного смещения звезд после довольно продолжительного периода, когда он полагал, что оно относится исключительно к звездам зодиакального пояса.

Гиппарх успешно использовал два геометрических приема, уже применяемых ранее Аполлонием, – эксцентрик и эпицикл. В принципе, первого приема вполне достаточно, чтобы довольно точно рассчитать движение Солнца, и Гиппарх, использовав данные по продолжительности сезонов, получил все необходимые параметры, удовлетворявшие доступным ему наблюдениям. Он пришел к заключению, что эксцентриситет составляет 1/24 радиуса эксцентрического круга, а направление апогея (точки, находящейся на самом большом расстоянии от Земли) совпадает с 5½° Близнецов. Последнее значение весьма близко к истине, но первое – сильно завышено. (Округленное значение для эксцентриситета составляет около 1/60.) Однако примечательным здесь является не точность вычислений Гиппарха, а его умение применить наблюдательные данные, записанные в вавилонской стилистике, к греческим моделям. Он попытался сделать то же самое для движения Луны, но здесь он столкнулся с гораздо более серьезными проблемами, несмотря на то что у него была возможность черпать информацию из вавилонских источников с очень точными значениями основных компонентов, составляющих движение Луны, – четырех типов месяцев (синодического, сидерического, драконического и аномалистического).

Гиппарх проявлял особое усердие в поиске периодов наступления затмений, главным образом исходя из чисто исследовательского интереса, но также и потому, что они могли помочь точнее определить положения – а значит, и движения – Солнца и Луны. Ему удалось сравнить собственные данные по затмениям с вавилонскими; а тремя столетиями позже то же самое сделал Птолемей. Ни один другой греческий астроном, живший до Гиппарха, не обращался к этому материалу, но, повторим это еще раз, гораздо важнее было то, для чего он его использовал и к чему применил. Он разработал простейшую эпициклическую лунную модель, замечательную тем, что ее расчетные движения находились в полном соответствии с наблюденными движениями Луны. Он определил движение эпицикла вокруг Земли в соответствии с известным средним движением Луны по эклиптической долготе, а движение Луны в эпицикле синхронизировал с наблюденным «движением Луны в аномалии». (Аномалистический месяц – это период возвращения Луны к исходной скорости, фактически совпадающий со временем обращения от перигея до перигея.) Он нашел геометрическую процедуру, которая позволила ему вывести относительные размеры кругов и движения по ним, основываясь на времени трех лунных затмений. Он применил свой метод к двум различным тройкам затмений, используя в первом случае описанную нами выше эпициклическую, а во втором – эквивалентную ей эксцентрическую модели. (Об их эквивалентности см. предыдущий раздел, фрагмент об Аполлонии.)

Его расчеты оказались небезупречными, но сам метод был превосходен и в высшей степени оригинален. Спустя три столетия Птолемей еще более усовершенствовал его. Модель Гиппарха позволяла осуществлять весьма удовлетворительные расчеты положений Луны в сизигиях, то есть в новолуние и полнолуние. По словам Птолемея, Гиппарх, по-видимому, сам осознавал, что для промежуточных положений она не столь хороша, но, похоже, не прилагал усилий улучшить ее.

Гиппарх не ограничился моделью предвычислений только лунных долгот. Аналогичным образом, использовав собственные и вавилонские данные, он установил, что максимальная широта Луны, при отсчете от эклиптики, составляет 5°. У него было ясное понимание трехмерности относительных положений Солнца, Луны и Земли во время затмений, и он разработал геометрические процедуры для расчета действительных расстояний Солнца и Луны от Земли, которые могли быть успешно высчитаны из доступных ему наблюдений. Полученные им результаты содержали серьезные ошибки, но главным образом из‐за некритичного отношения к полученным им верхним и нижним границам их значений. Так, среднее расстояние до Луны было установлено им в интервале между 59 и 67⅓ земного радиуса. Ни один из предыдущих астрономов не подошел столь близко к правильному решению – чуть более 60 земных радиусов. Для расстояния до Солнца он привел величину, оказавшуюся меньше пятидесятой доли истинного значения, но он, по крайней мере, понял свою беспомощность в решении этого вопроса: он не смог измерить параллакс Солнца, но выдвинул оценочное численное предположение. Он исходил из семи минут дуги, хотя, на деле, это значение близко к девяти секундам. (На ил. 56 приведена геометрическая модель, на которой он основывал свои вычисления.)

В общем случае «параллаксом» называют угол изменения видимого положения объекта при рассматривании его из двух различных пунктов (см. ил. 57). Забегая вперед, отметим, что, поскольку Земля движется по своей орбите вокруг Солнца, угол отклонения какой-либо близко расположенной звезды будет меняться и она будет постепенно описывать на небе крошечный эллипс на фоне удаленных звезд (см. левую часть рисунка). За один год она опишет один полный эллипс. Астрономы не имели возможности зарегистрировать его до XIX в. Этот звездный параллакс (или «годичный параллакс») необходимо отличать от суточного параллакса, столь важного для внесения поправок в предвычисленные солнечные и лунные положения. Они, будучи рассчитанными на основе планетных моделей, соотносятся с центром Земли. Однако наши наблюдения Солнца и Луны осуществляются из точки, отстоящей от центра Земли более чем на 6350 километров. Если мы наблюдаем какой-либо объект, когда он находится точно над нашей головой, то параллакс, очевидно, должен равняться нулю, поскольку мы сами (в точке D на правой части рисунка), центр Земли и наблюдаемый объект – все это располагается на одной линии. Очевидно, что угол параллакса возрастает до максимума, когда объект находится вблизи горизонта, а мы – в точке B на упомянутом рисунке. Когда мы говорим о солнечном или лунном параллаксе в широком смысле, мы имеем в виду эти максимальные значения. Они, очевидно, напрямую связаны с расстояниями до рассматриваемых тел и с радиусом Земли, и начиная с XVIII в. их точные значения было принято приводить в расчете относительно экваториального радиуса. Именно это легло в основу устойчиво сложившегося терминологического оборота «средний экваториальный горизонтальный параллакс» – сложное выражение, характеризующее простую величину.

56

Пытаясь определить расстояния до Солнца (a) и Луны (b) в радиусах Земли (t), Гиппарх следовал примеру Аристарха (ил. 50). Он достаточно точно определил значения их видимых угловых размеров (полагая их равенство друг другу). Он считал, что угловые размеры земной тени на лунном расстоянии в 2½ раза превосходят размеры Луны. Однако этого было недостаточно: по его оценкам, солнечный параллакс должен быть равен 7 минутам дуги, что эквивалентно расстоянию в 490 земных радиусов. (О понятии параллакса см. с. 157.) Версия его собственного доказательства утрачена, однако ее можно восстановить по описаниям, оставленным Птолемеем. Как и у Аристарха, она, по-видимому, была избыточно геометричной и рассудочной, но Гиппарх, очевидно, обладал бо́льшим опытом в использовании приближений, точнее согласующихся с малыми углами в численном отношении. Они приведены здесь без дополнительных пояснений. Расстояние, обозначенное на рисунке буквой n, не играет большой роли и будет впоследствии исключено. Поскольку Земля находится между Луной и собственной тенью, ее радиус t определится как среднее арифметическое значений u и (n + m). Отрезки, обозначенные как n и t, являются основаниями подобных треугольников, а значение (n ÷ t) равно отношению (SM/ST). Последнее отношение, в свою очередь, равно (a – b) ÷ a, поскольку отрезки, обозначенные этими буквами, также являются соответствующими сторонами подобных треугольников. (Для большей очевидности и во избежание путаницы эти треугольники изображены в нижней части рисунка.) Теперь в нашем распоряжении есть все необходимое – два уравнения, из которых можно исключить n:

2t = m + n+ u и n ÷ t = (a – b) ÷ a.

Гиппарх полагал, что на среднем расстоянии от Земли угол, противолежащий радиусу Луны (то есть отрезку длиной m), составляет 1/1300 часть ее орбиты (которая равна 2pb). Из всего этого, а также из оценочных значений, полученных им для u и a (они приведены выше), можно найти, что расстояние до Луны равно примерно 67,2 радиуса Земли (Гиппарх получил значение 67⅓). Гораздо большего внимания заслуживает проведенная в работе оценка погрешностей. Что бы произошло, если бы Солнце находилось на еще большем расстоянии от Земли? Если бы оно было удалено на бесконечное расстояние, то величина, обратная 490 в последнем вычислении, обратилась бы в ноль, что определило бы минимальное расстояние до Луны как величину, чуть бо́льшую 59 земных радиусов. По современным данным, среднее значение этой величины – 60,27 радиуса Земли. Этот результат можно считать одним из замечательнейших достижений античной астрономии, несмотря на скудость наблюдательных данных, из которых его получили.

57

В общем случае «параллаксом» называют угол изменения видимого положения объекта при рассматривании его из двух различных пунктов. Забегая вперед, отметим, что, поскольку Земля движется по своей орбите вокруг Солнца, угол отклонения какой-либо близко расположенной звезды будет меняться таким образом, что она постепенно опишет на небе крошечный эллипс на фоне удаленных звезд (см. левую часть рисунка). Полный эллипс будет описан за год. Этот звездный параллакс (или «годичный параллакс») необходимо отличать от суточного параллакса, столь важного для внесения поправок в предвычисленные солнечные и лунные положения. Будучи рассчитанными на основе планетных моделей, они часто соотносятся с центром Земли. Однако наши наблюдения за Солнцем и Луной осуществляются из точки, отстоящей от центра Земли более чем на 6350 километров. Если мы наблюдаем какой-либо объект, когда он находится точно над нашей головой, то параллакс равен нулю, поскольку мы сами (в точке D на правой части рисунка), центр Земли и наблюдаемый объект располагаются на одной линии. Очевидно, что параллакс возрастает до максимума, когда объект находится вблизи горизонта, а мы – в точке B, как это показано на рисунке. Когда мы говорим о солнечном или лунном параллаксе в широком смысле, мы имеем в виду эти максимальные значения. Они, очевидно, напрямую связаны с расстояниями до рассматриваемых тел и с радиусом Земли, и начиная с XVIII в. было принято приводить их точные значения в расчете относительно экваториального радиуса. Так это слово вошло в устойчивый терминологический оборот: «средний экваториальный горизонтальный параллакс».

58

Согласно общему мнению, Эратосфен руководствовался сведениями о расположении полуденного Солнце в Сиене в день летнего солнцестояния прямо над головой, так что гномон не отбрасывает тени, а отблески солнечных лучей можно увидеть со дна самого глубокого колодца. Он измерил угловое зенитное расстояние Солнца (α) в Александрии, находящейся от Сиены на расстоянии (d), которое считалось равным 5000 стадий. Определив, что α составляет 1/50 часть окружности, он пришел к выводу: длина окружности Земли равна 250 000 стадий. Греческий стадий всегда считался равным 600 футам, но фут относится к слабо стандартизированным единицам. Оценивая результат Эратосфена в 48 000 километров, получаем значение, завышенное примерно на одну пятую часть. По-видимому, сам Эратосфен не был в нем уверен и пытался оценить его другими способами. Свидетельства моряков о том, что, на самом деле, расстояние до Сиены на одну пятую часть меньше принятого им за исходное, привели его к исправленному значению в 180 000 стадий.

Согласно Птолемею, Гиппарх не создал оригинальной модели планетного движения, но выступал критиком моделей своих предшественников. (Предположение Птолемея основывалось на отсутствии у Гиппарха сочинений по планетной теории. Якобы он, как приверженец истинного знания, не мог принять в качестве такового несовершенную модель.) Однако то, что Гиппарх составил сводку данных по вавилонским наблюдениям планет, возможно, внеся в нее свои собственные наблюдения, Птолемей использовал с максимальной эффективностью. Критическая проницательность Гиппарха сослужила и другую службу. В середине III в. до н. э. Эратосфен составил описание обитаемого мира, и именно этому якобы было посвящено его сочинение «Об измерении Земли», в настоящее время утраченное. Астрономический трактат Клеомеда, написанный шестью столетиями позже, содержит разъяснение, историческая достоверность которого сомнительна; в нем описывается, каким образом Эратосфен произвел оценку величины окружности Земли. Согласно описанию, этот несложный метод дал значение, равное 250 000 стадий (ил. 58). Гиппарх сурово раскритиковал многие положения этого сочинения. Однако ни одного из трудов Эратосфена не сохранилось, и у многих возникло сомнение – а искал ли он на самом деле длину окружности Земли или, как часто утверждается, всего лишь пытался измерить наклон эклиптики.

Заслуга Гиппарха перед греческой астрономией заключается в том, что он кардинальным образом поменял ее направленность, оставив в стороне качественные геометрические описания и полностью перейдя к эмпирической науке. Он так и не написал общего трактата, охватывающего всю науку в целом, а множество его небольших работ были утрачены, поскольку они оказались слишком сложными для заурядного читателя. Тем не менее его репутация в античном мире считалась довольно весомой. Птолемей извлек много пользы из его сочинений, хотя надо иметь в виду, что появившаяся недавно традиция называть Птолемея чуть ли не плагиатором Гиппарха вряд ли заслуживает серьезного рассмотрения. Как уже говорилось, отчетливые следы его влияния, в комплексе с другими сочинениями, написанными в стиле поздней (птолемеевской) традиции, достаточно легко обнаружить в индийской астрономии. Таким образом, в этом странном смешении событий Гиппарх предстает перед нами как бы в двух лицах.

В то самое время, когда вавилонское наследие оказывало все большее влияние на работу Гиппарха, в Египте пышно цвела месопотамская астрология. К этому моменту Египет уже эллинизировали (во всяком случае, внешне). Он был захвачен Александром Македонским (356–323 гг. до н. э.), а после его смерти передан в управление его сподвижникам и их потомкам. Несмотря на то что Александра воспитывал Аристотель, интересующие нас здесь интеллектуальные течения являлись следствием скорее его завоеваний, а не хорошего образования, которое он, по-видимому, получил. Александр имел веские основания считать себя величайшим полководцем античного мира. Унаследовав трон в возрасте двадцати лет, он захватил Македонию, Грецию и укрепил свои северные рубежи перед тем, как в 332 г. до н. э. пересечь Геллеспонт под предлогом освобождения греческих городов Малой Азии. Разгромив армии персов, он приостановил наступление в восточном направлении (на Месопотамию) до тех пор, пока не овладел Финикией, Палестиной и Египтом. Затем он двинулся на восток, разбил руководимых Дарием III персов на их собственной территории и двинулся в ту область, которую сегодня называют Туркестаном. Оттуда он пошел на Индию, расширив восточные границы своей империи до нижнего Инда. После того как он умер от лихорадки в возрасте всего лишь тридцати трех лет, его полководцы перессорились между собой и стали соперничать за захваченные им территории.

Мы уже говорили о последовавшем за этим правлении Селевкидов в Вавилонии. (Селевкиды – представители династии, основанной Селевком Никатором, одним из полководцев Александра. Они царствовали в обширном Сирийском регионе с 312 по 65 г. до н. э.) Город Александрию основал сам Александр, вероятно, как будущую столицу. Его друг и соратник Птолемей Сотер стал сатрапом Египта и, наконец, в 304 г. до н. э., провозгласил себя царем. Имя «Птолемей» носили все македонские цари Египта. Во время их правления старое местопребывание правительства перенесли из Мемфиса в Александрию, которая заметно выросла в своем значении и стала одним из наиболее влиятельных городов античного мира. Мы уже затрагивали вопросы, связанные с ее историей, в главе 2.

Александрия была важна не только как центр торговли, но и как центр обучения, она удерживала свои передовые позиции в регионе в течение всего периода римского правления. Во время царствования Сотера рядом с его дворцом основали два грандиозных учреждения – Музей и Библиотеку. Музей, который вскоре приобрел повсеместную известность, получил свое название в честь Муз, он служил домом для группы ученых, получавших жалованье и управляемых священником. Там читались лекции и проводились симпозиумы, и нередко в них принимали участие сами Птолемеи, вплоть до правления знаменитой Клеопатры – последней из их числа. В 47 г. до н. э., во время осады города Цезарем, грандиозный пожар спалил Александрийскую библиотеку, но в период римского правления ее фонды были восстановлены. На Музей злоключения посыпались значительно позже, уже после периода его интеллектуального расцвета, а именно – во II в. н. э. В III в. он претерпел много изменений, однако вплоть до конца IV в. в нем оставались выдающиеся ученые, последним из которых был Теон – отец знаменитой женщины-ученой Гипатии. И отец, и дочь считались сведущими в астрономии и других науках, и оба написали комментарии к сочинению Птолемея.

В течение столетий город служил проводником идей из соседних восточных регионов в Средиземноморье. Арабские завоеватели смогли, спустя определенное время, воспользоваться этой восточно-ориентированной интеллектуальной традицией, так что на довольно долгий срок этот город стал главным образом мусульманским центром. Даже правление Птолемеев подвергалось влиянию египетских идей, и большинство старых египетских религиозных культов возродилось, хотя служились они уже на греческом языке. И все же местный язык сохранялся лишь благодаря покровительству греческого правящего класса, особенно за пределами городов; впоследствии он снова вернулся к жизни в виде коптского языка.

О развитии греческой астрономии в период от Гиппарха до Птолемея известно на удивление мало; и поскольку Птолемей обычно ссылается на Гиппарха как на единственного своего авторитетного предшественника, за весь этот длительный период, как мы можем предположить, в области теории наблюдался лишь очень малый прогресс. Астрономия, безусловно, не умерла за это время. Мы не будем перечислять многочисленные мелкие свидетельства того, что она была очень даже жива, однако нельзя не упомянуть об одной неоценимой археологической находке – приводном астрономическом механизме, изготовленном из дерева и бронзы, остатки которого нашли в 1900 г. Они входили в состав сокровищ, находившихся на борту утонувшего судна, обнаруженного собирателем губок на морском дне, недалеко от Антикитеры – острова, находящегося между Критом и Пелопоннесом. Под обломками судна скрывалось много сокровищ, представлявших археологический интерес, особенно бронзовые и мраморные статуи, однако степень важности упомянутого механизма несколько иного порядка, поскольку он, в силу уникальных обстоятельств, остался в полной сохранности и был поразительно сложно устроен. Его досконально исследовали, особенно начиная с 1960‐х гг., и хотя различные объяснения слипшейся, проржавевшей массы находящихся в нем зубчатых колес и надписей на нем не во всем согласуются друг с другом, некоторые из его характеристик не вызывают сомнений.

Сегодня считается, что Антикитерский механизм датируется примерно концом II в. до н. э., хотя судно было построено между 80 и 60 гг. до н. э. Он приводился в действие вручную и размещался в деревянном корпусе размером примерно 315×190×100 миллиметров, с астрономическими и техническими надписями на передней и задней сторонах, фрагменты которых оказалось возможным расшифровать. В механизме обнаружили по меньшей мере тридцать зубчатых шестеренок. Самая большая из них обладает примерно такой же шириной, как и корпус, а самая маленькая – меньше сантиметра в поперечнике. Их зубцы имеют треугольную форму, что было типично для большинства зубчатых механизмов вплоть до Ренессанса, количество зубцов колеблется от 15 до 223. Механизм позволял рассчитывать и отображать календарную информацию, касающуюся Солнца и Луны, и его колесики предусматривали возможность расчета цикла затмений, состоящего из 223 лунных месяцев, а также цикла, где на 19 лет приходится 235 месяцев. (Мы уже встречались с этим ранее, говоря о неправильном отождествлении сароса с Метоновым циклом.) По-видимому, он должен был воспроизводить и Каллиппов цикл, представляющий собой не что иное, как четыре Метоновых цикла за вычетом одного дня – еще один цикл (также рассмотренный нами ранее), позволявший добиться лучшего согласования количества лет и месяцев, выраженных в целых числах. Последовательность из 235 месяцев размечена на спиральной шкале, снабженной замечательным устройством, в котором игла, размещенная в спиральном желобке, выполняла функцию указателя (стрелки), отмеряющего требуемую часть спиральной шкалы. Механизм указывал не только должным образом помеченные перемещения Солнца и Луны по эклиптике, лунные фазы, моменты возможного наступления лунных и солнечных затмений, но и, как полагают, предназначался для отображения некоторых планетных положений.

Были, естественно, предприняты попытки связать параметры описанного механизма с теорией Гиппарха, и одной из наиболее примечательных особенностей этого устройства является использование в нем эпициклического расположения колесиков. Как следует из надписи на кожухе, этот инструмент принадлежал к разряду того, что обычно называли парапегмой (мы уже встречались с этим термином, говоря о календарях, публично выставляемых в Афинах). Существовало много разновидностей парапегм. Одни известны нам по документам, написанным на папирусе, другие – по надписям в общественных местах, например на водяных часах. Парапегмы могли информировать население об очередности погодных изменений, согласованной с первыми или последними появлениями тех или иных созвездий и ярких звезд в течение солнечного года. По отдельным словам, которые удалось расшифровать, можно понять, что указывались также направления ветра, случайным образом увязанные с записями о наступлении затмений.

Похожие приспособления, как известно, существовали и в более поздние времена – в Византии и мусульманских государствах, и в этом можно увидеть некую прерывистую преемственность, но все это не шло ни в какое сравнение с механическим устройством, изготовленным не позднее XIV в., – часами в городе Сент-Олбансе (см. с. 369). Такие устройства были скорее следствием, чем причиной развития теоретической астрономии, которая, по всей видимости, не слишком продвинулась к тому времени, когда изготовили Антикитерский механизм, и оставалась таковой еще в течение двух столетий. Конечно, мы не должны судить о полном отсутствии значимых астрономических достижений, исходя только из нашей неосведомленности о них. В поколениях, предшествовавших Птолемею, был как минимум один человек, которого мы не можем обойти вниманием, а именно – Менелай Александрийский. Расцвет его деятельности пришелся на 100 г. до н. э. Мы почти ничего не знаем о его жизни, кроме того факта, что он побывал в Риме и сделал несколько астрономических наблюдений, и сегодня его помнят главным образом как математика, а также как человека, доказавшего теорему, оказавшую бесценную помощь всем, кто желал выполнять серьезные вычисления в сферической астрономии. Те, кто знаком с теоремой Менелая только для плоского треугольника, пересеченного прямой, может не знать, что это только частный случай более общей подобной теоремы, в которой прямые линии заменены большими кругами на поверхности сферы. Если в теореме для плоского треугольника мы учитываем только длины отрезков, то в сферической интерпретации нам приходится учитывать хорды дуг. Птолемей успешно использовал сферический случай теоремы Менелая. Он и в самом деле с одинаковым рвением усваивал все самое лучшее из работ своих предшественников. Его вряд ли можно обвинить в том печальном факте, что ореол славы, окружающий его имя, так часто затмевал вклад других астрономов в его достижения.

Астроном, математик, астролог и географ Клавдий Птолемей родился около 100 г. н. э. и умер спустя примерно 70 лет. Его имя – Птолемей – свидетельствует о том, что он был египтянином греческого происхождения или по меньшей мере человеком, приобщенным к греческой культуре через своих предков; в то время как его имя – Клавдий – ясно говорит о наличии у него римского гражданства. Его астрономические работы посвящены некоему «Сиру», не упомянутому в других источниках, а в числе его прямых учителей был, по-видимому, некий Теон, от которого он, по его собственному признанию, получил записи планетных наблюдений. Помимо этих очевидных фактов о его личной жизни, нам почти ничего не известно. (Не нужно путать упомянутого здесь Теона с отцом Гипатии. Теон, Птолемей и даже Клеопатра – распространенные египетские имена. Арабские и латинские писатели Средневековья часто упускали из внимания этот факт и ошибочно принимали Птолемея-астронома за царя, изображая его с короной на голове, как показано на ил. 59.)

59

Распространенное заблуждение: Птолемей в обличье царя. Фрагмент ксилографии Грегора Рейша из книги «Margarita Philosophica» (1503). Персонифицированная Астрономия объясняет астроному, как пользоваться квадрантом.

Объемные сочинения Птолемея дают основание предположить, что он замыслил составить энциклопедию по прикладной математике. Его книги по механике известны нам только по названиям. Большая часть его «Оптики» и «Планетных гипотез» может быть восстановлена по фрагментам, собранным из греческих и арабских источников. Некоторые не столь объемные работы по теории геометрической проекции («Аналемма» и «Планисфера»), равно как и капитальный труд «География», сохранились на греческом языке, то же самое можно сказать о его знаменитом астрономическом трактате «Альмагесте».

Само название этой наиболее выдающейся из его работ заслуживает внимания как индикатор культурных перемен. Она была начата в Греции с исходным названием «Математическое сочинение» и затем стала «Великим (или Величайшим) сочинением». Когда в IX в. арабы перевели его на свой язык, в качестве названия оставили только одно слово – «Величайшее», приближенно напоминающее греческое слово мегисте, после чего оно стало называться ал-маджисти. Отсюда через латинское название Almagesti или Almagestum, присвоенное ему в XII в., оставалось сделать только один шаг до привычного нам «Альмагеста».

Этот труд, состоящий из тринадцати книг, начинается с изложения фундаментальных положений, которые в основном служили подтверждением философии Аристотеля, хотя в них было заметно и влияние стоицизма. Нравственные идеи, отмечает Птолемей, – это то, чего каждый из нас может достичь, не прибегая к особым средствам, а для понимания Вселенной мы должны изучить теоретическую астрономию. Вслед за Аристотелем он помещает физику на низший уровень, поскольку она имеет дело с переменчивым и подверженным разрушениям нижним миром. В отличие от этого, астрономия служит теологии, поскольку она обращает наше внимание на Первопричину небесных движений – божественный Перводвигатель. Заканчивая это довольно краткое философское введение, Птолемей переходит к некоторым весьма отвлеченным космологическим аргументам качественного характера, касающимся небесной сферы и различных наблюдаемых на ней движений. Здесь он опять более или менее следует Аристотелю, повторяя его физические аргументы о сферической поверхности, центральном положении и неподвижности Земли. Кроме того, Птолемей разбирает вопрос о чрезвычайно малых размерах Земли по сравнению с небесами. Он не ссылается на рассуждения Эратосфена и Посидония на эту тему (Посидоний был чрезвычайно влиятельным астрологом и философом-стоиком; он родился около 135 г. до н. э.).

То, что Птолемей не упоминает об этих более ранних авторитетных источниках, заслуживает особого внимания, поскольку близкий современник Птолемея Клеомед рассказывает об измерениях, произведенных Эратосфеном, и в той же работе пишет о рефракции световых лучей, проходящих через земную атмосферу. Похоже, Птолемей просто не знал об этом авторе. Клеомед, как обычно полагают, первооткрыватель атмосферной рефракции – явления, имеющего огромное значение в астрономии. В своем «Альмагесте» Птолемей рассматривает рефракцию только в связи с размерами небесных тел при их наблюдении вблизи горизонта. В «Оптике» он подробно разбирает теоретические аспекты атмосферной рефракции, но это была его поздняя работа.

Затем следует математическое введение с изложением теоремы Менелая и таблицей хорд со значениями до трех значащих цифр в шестидесятеричной системе, а также другими разделами, которые мы сегодня отнесли бы к категории «тригонометрических». Его таблица, составленная с интервалом в половину градуса, базируется на значении хорды, соответствующей 1°, точно определенном им методом последовательных приближений. Вскоре после этого, в первой и второй книгах «Альмагеста», он на практике демонстрирует применимость перечисленных им математических методов к решению астрономических задач, и одним из вопросов, регулярно возникающим как в первых, так и во всех следующих книгах, является расчет угла наклона эклиптики к небесному экватору.

Используя крайние отклонения Солнца, он нашел, что значение этого фундаментального параметра должно лежать в интервале между 23;50° и 23;52,20°. В итоге он остановился на величине 23;51,20°, попадающей в этот диапазон, но не являющейся точной. (Точнее было бы 23;40,42°.) Он, как полагают некоторые, выбрал это значение, поскольку Гиппарх (и даже Эратосфен) считали его правильным. Удивительно, если бы Эратосфен сумел определить это значение точнее, чем 24°. Инструменты Птолемея были несовершенны, и, вероятно, он примерно догадывался насколько. Есть один очень важный вопрос – мог ли он допустить, чтобы восхищение, выказываемое им в отношении Гиппарха, поколебало его собственное суждение или же поставило под сомнение показания его инструментов. Однако мы не располагаем никакими данными о том, каково было мнение самого Гиппарха по поводу этой величины.

В третьей книге «Альмагеста» Птолемей признает справедливость солнечной теории Гиппарха. Он сравнил данные собственных наблюдений равноденствий с полученными Гиппархом; кроме того, он сравнил наблюдения солнцестояний с аналогичными наблюдениями, проведенными Метоном и Евктемоном в 432 г. до н. э., то есть примерно шестью столетиями ранее. При этом он ошибся в календарных расчетах примерно на одни сутки, но даже этого оказалось достаточно, чтобы он, отбросив собственное неверное значение, полученное им для тропического года, еще раз убедился в правоте Гиппарха и принял его значение – 365¼ суток за вычетом 1/300. Это оказалось больше истинного значения на шесть временны́х минут (на деле – 6;26 минут), однако теория позволяла достаточно хорошо рассчитывать большинство солнечных явлений, и вряд ли он помышлял о том, чтобы каким-либо образом поменять ее. Начиная с IX в. мусульманские астрономы стали предпринимать попытки уточнения этой величины, несколько таких попыток было сделано в средневековой Европе, все полученные значения оказались более или менее близки к истинному. Можно только сожалеть о том, что значение, полученное Птолемеем для солнечного движения, неразрывно связано с параметрами лунного и планетного движений, равно как и с параметрами прецессионного движения звезд. Указанная взаимозависимость параметров всегда оказывалась серьезной проблемой для астрономов, которые не обладали редкой привилегией начинать все с чистого листа и были вынуждены опираться на данные, полученные в предыдущие исторические периоды.

Птолемей прилагает таблицы, позволяющие быстро вычислять два угла, необходимые для нахождения положения Солнца. Использованные им методы были впоследствии распространены на более сложное движение планет и предвосхитили появление идеи создания общей теории небесного движения. Для Солнца требуется знать два исходных параметра, а третий мы введем чуть позже. В простейшей эксцентрической модели (не будем забывать, что она эквивалентна эпициклической) этими параметрами являются: 1) среднее движение Солнца по кругу деферента, то есть вокруг его центра; и 2) эксцентриситет OT в долях отрезка OS, как показано на ил. 60. Нам необходимо получить угол ATS. Здесь O – центр деферента, а T – место наблюдателя на поверхности Земли, а ее размерами, как предполагается, можно пренебречь. Угол ATS получается как разность среднего движения (угол AOS) и угла OST. Угол AOS (среднее движение), очевидно, можно представить в виде табличной величины, зависящей от времени, измеряемого, например, в сутках или часах, или одновременно и в часах, и в сутках, поскольку оно течет равномерно. С помощью тригонометрических преобразований угол OST может быть довольно легко представлен в виде функции, зависящей от среднего движения и эксцентриситета. (Птолемей называл этот угол простафарезис – «угол, который должен быть прибавлен, либо вычтен»; мы же будем называть его уравнением или аномалией. Смысл заключается в том, что он позволяет внести поправку для среднего положения и получить из него истинное, где под «истинным» понимается видимое нами на самом деле.) Таким образом, Птолемей составил таблицу, позволяющую совершить быстрый переход к истинному положению, исходя из среднего движения, которое, в свою очередь, определялось из первой таблицы.

60

Модель движения Солнца, в которой используется простой эксцентрический круг. Предполагается, что Солнце движется по нему с постоянной скоростью (то есть угловая скорость вращения Солнца вокруг центра круга не меняется).

Здесь, вероятно, нужно особо подчеркнуть: когда античные астрономы говорили о «среднем движении», они имели в виду угол, например угол перемещения за сутки или за час. Они могли также соотносить его с углом, накапливающимся в течение долгого периода времени, или с положением, достигаемым в результате этого движения. Конечно, мы тоже можем характеризовать угол, покрываемый за данную единицу времени, как движение, но они рассматривали этот вопрос иначе, чем мы, и у них не было нашего представления о мгновенной скорости.

Остается ввести еще один параметр, если, конечно, Птолемей действительно желал снабдить нас средством, позволяющим определять точное положение Солнца. Нужно знать день, когда оно проходит через некоторую исходную точку – апогей или перигей; или же, как вариант, можно использовать его положение в любой другой заданный день. Птолемей выбрал в качестве начала отсчета эпохальную дату – день, когда царем Вавилонии стал Набонасар. Это случилось 26 февраля 747 г. до н. э. Можно по-разному относиться к выбору столь ранней даты; в частности, это означало то, что ему не нужно было вводить обратный отсчет лет, то есть отрицательные годы.

Если бы Птолемей обладал более точными данными, он мог бы ввести еще один параметр, учитывающий движение линии симметрии AB. (Это – линия апсид, соединяющая апогей с перигеем.) Он был искренне убежден в равенстве продолжительности сезонов в его эпоху и во времена Гиппарха, и поэтому полагал, что линия апсид неподвижна.

С присущей ему проницательностью он не упустил то, что мы называем уравнением времени. В течение большей части истории ежедневное движение Солнца по небу использовалось для измерения коротких интервалов времени. Однако это движение является нерегулярным в силу двух причин. Существует годовое изменение скорости движения Солнца по эклиптике, объясняемое с помощью эксцентрической модели; однако неравномерность движения вокруг полюсов (движения, измеряемого относительно экватора) вызывается иной причиной – Солнце движется в плоскости (плоскости эклиптики), которая наклонена к экватору под углом более 23°. Птолемей разъяснил, каким образом можно компенсировать оба эти фактора. По сей день лучшие солнечные часы снабжаются сопроводительной таблицей, позволяющей учесть уравнение времени, и эта поправка – прямое наследие Птолемея.

Четвертая книга «Альмагеста» содержит подробное обсуждение лунной теории Гиппарха в категориях модели концентрического деферента с новыми параметрами, полученными из наблюдений. В пятой книге, где он переходит к ее сравнению с собственными наблюдениями, Птолемей обнаруживает, что она хорошо работает только тогда, когда Солнце, Земля и Луна находятся на одной линии (в соединении и в оппозиции, или, если называть это одним словом – в сизигиях). Это и не удивительно, если принять во внимание тот факт, что затмения всегда были наиважнейшим фактором в установлении деталей исходной простой модели. Под прямыми углами к этим точкам (в «квадратурах») ошибка достигала нескольких лунных диаметров – отнюдь не самая удовлетворительная ситуация. Здесь Птолемей находит еще одну разновидность движения Луны, известную сегодня как эвекция, и ее открытие можно считать выдающимся достижением, хотя способ ее объяснения, предложенный Птолемеем, оказался не менее замечателен.

61

Лунная модель Птолемея. Точка T обозначает Землю, C – (подвижный) центр круга деферента, M – Луну, а E – точку «экванта», вокруг которой центр эпицикла (O) движется с постоянной угловой скоростью. Следует обратить внимание на нетипичное направление кругового вращения Луны в эпицикле. Эпициклам всех планет свойственно «прямое» движение, то есть вращение в противоположном направлении. Среднее эклиптическое положение Луны задается направлением mm, а окончательная истинная долгота – направлением tl.

Подробное изложение его доводов заняло бы слишком много времени, но можно кратко объяснить полученную им итоговую модель. Как и Гиппарх, Птолемей полагал, что Луна должна совершать попятное движение в эпицикле, но, в отличие от Гиппарха, он поместил центр деферента в точку C (как показано на ил. 61), эксцентричную по отношению к Земле и, в свою очередь, движущуюся по малому кругу вокруг Земли, находящейся в точке T. Затем ему понадобилось подобрать скорости, удовлетворительным образом приближавшие бы эпицикл к Земле, когда он находится в квадратуре по отношению к Солнцу. Он сделал это, проведя прямую в направлении среднего Солнца (ms), которая является биссектрисой угла между TO и TC. Следующее уточнение заключалось в том, что он стал вести отсчет постоянно растущего угла в эпицикле не от линии TO, а от линии EO. Это было равнозначно введению еще одной (третьей) вариации. Этим и отличался гений Птолемея – умением добавлять новые параметры к старой модели таким образом, чтобы удовлетворить требуемым условиям. Те, кто хорошо знаком с греческой одержимостью круговым движением, должны оценить методы, посредством которых Птолемей находил возможность преодолеть налагаемые ею ограничения.

Эта модель позволяла получать вполне приемлемые решения для долготы Луны, оказавшиеся лучше, чем все предыдущие. Эклиптика изображена на рисунке для того, чтобы показать, каким образом меняются ключевые долготы. Здесь mm обозначает среднюю Луну, A – движущийся апогей деферента, а tl – итоговую истинную долготу Луны. Однако описанная модель в том виде, как она здесь представлена, содержала один очевидный недостаток: слишком сильное изменение расстояния от Земли до Луны (M), вследствие чего за один полный оборот ее видимый диаметр должен был изменяться в размерах чуть ли не в два раза. Для понимания ошибочности этого не нужно быть астрономом, так как изменения размеров лунного диска на самом деле относительно невелики. Птолемей ничего не говорит об этом. Он достаточно хорошо объяснил изменение долготы, и, кроме того, расположив деферент и эпицикл в плоскости, наклоненной к плоскости эклиптики под углом 5°, он дал хорошее объяснение изменению широты Луны.

Существует распространенное убеждение: он не рассматривал свою модель как нечто, имеющее отношение к описанию реального перемещения тел в пространстве, и она стала не более чем средством расчета координат, и поэтому его не заботили прогнозируемые изменения размеров лунного диска. Однако из работы «Планетные гипотезы» мы узнаем, что Птолемея глубоко беспокоили вопросы, связанные с сотворением планетной системы, содержащей в себе весь сложный эпициклический аппарат небесных тел, в котором не должно было быть пустого пространства. Если он обратил внимание на прогнозируемые изменения размеров Луны, что предполагалось в его модели, – а не заметить этого он просто не мог, – то это непременно послужило для него причиной сильного разочарования.

Пятая книга «Альмагеста» заканчивается обсуждением вопроса о расстояниях до Солнца и Луны и содержит самое раннее подробное теоретическое рассуждение о параллаксе, то есть о поправках, которые необходимо вносить в видимое положение Луны, чтобы получить ее положение относительно центра Земли. (По поводу определения параллакса и открытий Гиппарха в этой области см. с. 157 и ил. 56 и 57. Радиус Земли составляет значительную часть расстояния до Луны. Полученное Птолемеем расстояние до Солнца, выраженное в диаметрах Земли, было сильно занижено – примерно в 20 раз.) Это дало ему возможность перейти к геометрическому описанию затмений. Он начинает с уже теоретически объясненных движений Солнца и Луны и не просто выводит из них обстоятельства, приводящие к затмению, но надеется получить закон их повторения. Птолемею посчастливилось воспользоваться вавилонскими наблюдениями затмений, начиная с эпохи правления Набонасара в 747 г. до н. э. У него не получилось очертить географические границы, в пределах которых возможно наблюдать солнечное затмение. Никто не мог справиться с этой сложной задачей, пока Кассини не занялся ею основательно в середине XVII в. Математические способности Птолемея вполне соответствовали уровню задачи, но у него не было доступа к широкому астрономическому сообществу, которое могло бы стимулировать его для дальнейшего рассмотрения этого вопроса.

Перед тем как заняться планетами, Птолемей обращается к долготам, широтам и величинам звезд. Он разделяет величины на шесть классов по признаку мегетос, более точным переводом которого является «размер», а не «блеск» (технический термин «величина», похоже, постепенно поменял свое значение с первого на второе только в XVIII в.). Согласно Птолемею, звезды шестой величины – это те, что едва различимы на небе, и сегодня мы, вообще говоря, продолжаем использовать эту классификацию, хотя и отвергаем его предположение о ее связи с размерами звезд. Каталог Птолемея из 1022 звезд в составе 48 созвездий и нескольких туманностей лег в основу почти всех последующих авторитетных каталогов в исламском и западном мирах вплоть до XVII в. Он был в значительной степени основан на данных, полученных Гиппархом, которые не дошли до нас, и, безусловно, учитывал его теорию прецессии – «движение восьмой сферы». Если Гиппарх попросту указал ее нижний предел, равный одному градусу за столетие, то Птолемей получил ее точное значение. Он не мог, как часто утверждается, получить свой каталог, просто прибавляя прецессию к координатам звезд из аналогичного каталога Гиппарха, поскольку данные, оставленные его предшественниками, записаны совсем в другой форме – с качественными описаниями, перечислением звезд, находящихся на одной линии, звезд, восходящих в одно и то же время, и т. д. Каталог Птолемея, повторим, являл собой удивительно искусно исполненный шедевр, даже если принять во внимание, что указанные в нем долготы звезд занижены.

Причиной этого весьма несущественного недостатка была высокая степень взаимозависимости между, на первый взгляд, совершенно разными частями книги Птолемея. Он часто определял долготы звезд, соотнося их с Луной, но ошибка в определении движения Солнца, которое, как мы недавно убедились, предваряло введение лунной модели, слегка исказила данные его измерений. Большинство из тех, кому в последующие столетия требовалось знать точные положения звезд, ограничивались прибавлением прецессии к долготам из его каталога, и это позволило ему сохраниться до наших дней. Лучшие астрономы включали в него результаты собственных измерений, но основательность Птолемея долгое время оставалась непревзойденной.

В девятой, десятой и одиннадцатой книгах «Альмагеста» объясняется, каким образом можно рассчитать долготы планет – нижних (Меркурия и Венеры) и верхних (Марс, Юпитер и Сатурн). Как мы показали в главе 3, для этого нужно использовать две разных схемы расположения эклиптики по отношению к деференту, и поскольку Меркурий вызывает определенные, присущие только ему трудности, то для этой планеты требовалось ввести дополнительные уточнения. Здесь мы снова приведем только итоговые результаты работы Птолемея. В данном случае он располагал гораздо меньшим количеством надежных данных, полученных от предшественников, чем в случае Солнца и Луны. В его распоряжении были, конечно, концепция эпицикла и – через посредство Гиппарха – некоторые вавилонские периодические соотношения, типа «за 59 лет Сатурн дважды возвращается на исходную долготу и 57 раз – в исходную аномалию (эквивалентную точке стояния в начале попятного движения)». Эти периодические соотношения дали ему возможность построить таблицы средних движений, хотя впоследствии ему понадобилось подкорректировать их с учетом выработанных им моделей.

Вероятно, здесь уместно будет добавить, что Птолемей указал два различных подхода, позволяющих очень точно определять средние планетные движения. В дополнение к упомянутому здесь пояснению он отметил далее возможность их получения напрямую из наблюдений в течение продолжительного времени. В принципе, они могли бы быть найдены таким способом, однако, как легко показать, это вряд ли можно было осуществить на практике. Что касается согласования параметров, полученных им из периодических соотношений, то в отдельных случаях это сделано на основе производимых им наблюдений, однако в случае Меркурия и Сатурна наблюдения, на которые он ссылается, не соответствовали выведенным из них, по его утверждению, средним движениям.

62

Модель Птолемея для внешних планет

Солнце, как мы уже видели, хорошо вписывается в эпициклические теории. (По поводу современных представлений об этом предмете см. с. 74 выше.) Если не вдаваться в подробности, то для нижних планет среднее Солнце является центром эпицикла, в то время как для верхних планет радиус эпицикла, несущего на себе планету (отрезок OP на ил. 62), всегда параллелен линии, соединяющей Землю со средним Солнцем (ms). Следует отметить, что на этом рисунке, где C – это центр круга деферента, добавлена еще одна точка E, находящаяся на линии, соединяющей T и C, и отстоящая от C на таком же расстоянии, как и T, но по другую сторону. Эта точка – так называемая точка экванта – позволила Птолемею ввести еще одну аномалию. До этого всегда предполагалось равномерное движение эпицикла вокруг центра деферента. (Аполлоний, можно предположить, думал иначе, но это – спорный вопрос.) Пытаясь вывести размер эпицикла, Птолемей обнаруживает, что он, скорее всего, меняется по закону, не удовлетворяющему обычной гипотезе об эксцентрическом круге деферента. Поэтому он вносит поправку в его угловую скорость, делая ее постоянной не относительно C, а относительно E. (На ил. 62 линия EO параллельна линии, проходящей через T и ml, обозначающей среднюю долготу.)

Введение понятия экванта было тем более похвально, так как оно намечало перелом в традиционной догме, когда все должно объясняться в категориях равномерного кругового движения. Птолемей ввел круг экванта (он не показан на ил. 62), находясь на котором точка, лежащая на продолжении линии EO, вращалась с постоянной скоростью. Это должно было уберечь его от критики, но не уберегло, и четырнадцать столетий спустя мы обнаруживаем, что даже Коперник находил гипотезу экванта безвкусной. Вкус, без сомнения, относится к категории вещей, на формирование которых приходится тратить много времени.

При переходе к Венере и Меркурию роли эпицикла и деферента меняются местами по ранее разобранным нами причинам. Венера обладает большим эпициклом, но в остальном ее движение достаточно легко поддается объяснению. А вот модель, разработанная для Меркурия, представляет нам Птолемея во всей его гениальности. Она включает в себя все встречавшиеся нам до этого идеи. Например, в ней есть центр экванта, представленный на ил. 63 точкой E; есть эпицикл, движущийся по кругу деферента, однако теперь центр деферента C также является подвижным. Мы уже сталкивались с подобным приемом в модели расчета долготы Луны, но в данном случае центром малого круга, по которому движется точка C, является не точка T, а точка K, расположенная на таком расстоянии от E, чтобы отрезок KE был равен отрезку TE. Положение точки C в определенный момент времени задается работой двух углов, отмеченных на рисунке маленькими кружками. То есть они движутся по кругу с постоянной скоростью, но в противоположных направлениях. Птолемей пришел к этой сложной модели, руководствуясь ошибочными наблюдениями, которые натолкнули его на мысль, что у Меркурия имеется два перигея, и ни один из них не находится напротив апогея; они располагаются в точках, отстоящих примерно на 120° от того места, где, предположительно, должен быть нормальный перигей. Вне зависимости от качества его наблюдений, он фактически способствовал возникновению планетной астрономии, где впервые появляется такая фигура, как овал. Каждому положению точки C соответствует строго определенное положение точки O, и траектория точки O является, по сути, результирующей кривой деферента, по которому движется эпицикл. Ее форма показана на рисунке в виде жирной линии (масштаб не соблюден). Некоторые астрономы XIII в. называли ее «шишкой»: она представляет собой стянутый по бокам овал и, в силу наличия небольшого эксцентриситета, очень близка к эллипсу.

63

В довольно сложной модели Птолемея для Меркурия центр круга деферента (C) движется таким образом, чтобы углы с вершинами в точках E и K, отмеченные специальными кружочками, были равны друг другу. Если придерживаться этого правила, то центр эпицикла будет вычерчивать овал, и, коль скоро бы Птолемей захотел, то он мог бы определить эту фигуру как единственную в своем роде стационарную кривую деферента. Некоторые средневековые мастера, специализирующиеся на изготовлении инструментов, так и поступали, но почтение, выказываемое в отношении правильных кругов как обязательного атрибута приемлемой теории, в общем и целом работало против этой идеи.

Птолемей занимался рассмотрением меняющихся планетных движений, доступных для непосредственных наблюдений, однако, помимо этого, он хотел упростить процедуру их расчета для произвольного момента времени, будь то прошлое, настоящее или будущее. Для этого он выработал ряд правил, которые могли шаблонным образом применяться даже неопытными людьми. Бегло ознакомившись со всеми описанными здесь моделями, можно констатировать, что мы имеем ситуацию, когда каждому «среднему движению» – то есть углу, увеличивающемуся с постоянной скоростью, – соответствует другой, немного отличающийся от него угол, который требуется использовать при переходе от составляющих углов к итоговой истинной долготе. Мы впервые столкнулись с этими небольшими отклонениями (так называемыми уравнениями) в солнечной модели. Для упрощения расчетных действий Птолемей составил таблицы средних движений, сопроводив их другими, особыми таблицами, содержащими уравнения. Некоторые из них – это просто функции средних движений, но были и значительно более сложные, требующие введения в вычисление промежуточных членов. Однако в итоге, для получения конечного результата, от астронома требовалось всего лишь прибавить или вычесть соответствующий угол. Но даже в этом случае для расчета положения всех планет на какой-то определенный момент времени, подготовленному астроному требовалось потратить один или два часа, и еще большее время требовалось для определения широт планет.

В тринадцатой книге «Альмагеста» Птолемей ввел в теорию широ́ты – примерно по той же схеме, как это он сделал для Луны. Таким образом, к ранее изложенному в двумерном виде было добавлено третье измерение. Птолемей расположил плоскость планетного деферента под углом к плоскости эклиптики. В случае верхних планет угол наклона оставался неизменным, но для нижних планет ему пришлось сделать его осциллирующим в соответствии с правилами, формулировка которых стоила ему немалых усилий. Затем ему понадобилось расположить в разных плоскостях еще и эпициклы, и здесь он опять изобретает правила их осцилляции для внутренних планет, на сей раз по отношению к плоскости деферента.

Несложно понять причину, почему проблема широты была столь сложна и столь принципиальна для Птолемея и всех других сторонников системы, в центре которой находится Земля. Она заключалась в том, что физически плоскости планетных орбит проходят не через Землю, а через Солнце (поскольку гравитационные силы, действующие на планеты, направлены к Солнцу). Он мог бы частично компенсировать это невидимое препятствие, если бы сделал плоскости эпициклов параллельными плоскости эклиптики. Вне всяких сомнений, огромная его заслуга заключается в том, что он таки сделал это в целях упрощения, когда писал свою позднюю работу «Подручные таблицы», где зафиксировал углы наклона эпициклов Меркурия и Венеры, уточнив присвоенные им ранее значения. К сожалению, он решил сделать постоянными и наклоны эпициклов внешних планет, а это привело к неустранимым ошибкам, хотя позже он исправил данный недочет в своей работе «Планетные гипотезы». (Мусульманские, а затем и западные астрономы следовали в этом вопросе, да и во многих других, правилам, изложенным Птолемеем в «Альмагесте», так что его профессиональные метания почти не оставили никакого следа в истории.) В «Подручных таблицах» можно найти только процедуры, которым нужно следовать, применяя указанные модели, но сами модели никак не доказываются, поэтому у нас нет возможности установить, каким образом он сделал свое открытие. Однако и здесь, и во многих других местах мы видим следы высочайшего гения Птолемея в вопросах отбора и анализа астрономических наблюдений для подкрепления теоретических соображений. Астрономия включает множество других моментов, однако в этом, в высшей степени важном, аспекте Птолемей просто не имел себе равных вплоть до того времени, когда Иоганн Кеплер приступил к анализу наблюдений Тихо Браге.

Невозможно объяснить в двух словах, как параметры отдельно взятой модели могут быть выведены из имеющихся наблюдений, однако некоторые очень краткие общие замечания вполне допустимы. Во-первых, очень важно отдавать себе отчет в том, насколько актуальны такого рода процедуры для любой солидной эмпирической науки, а также в том, насколько редко они встречаются в дошедших до нас документах из столь раннего периода. В «Альмагесте» Птолемей широко использовал наблюдательные данные, однако он начинал не с чистого листа, если можно так выразиться, многие данные он унаследовал от предшественников, и иногда бывает сложно понять, какие из них получены им самостоятельно. В отдельных случаях выданное им за данные собственных наблюдений, было, скорее, подгонкой к заранее известному конечному результату. К тому же дело осложнялось тем, что иногда он располагал гораздо бо́льшим количеством данных, чем ему требовалось на самом деле. Оставляя в стороне все эти соображения, мы можем сказать: предложенная им методика обладала непреходящей ценностью. Закладывая основы общего понимания модели, которую ему нужно было применить к отдельным планетам, он столкнулся с необходимостью ввести понятие углового движения (например, движения в деференте и в эпицикле) и установить относительный масштаб кругов. Если исходить из предположения, что движение является круговым и равномерным, а потому углы, отсчитываемые относительно центра, пропорциональны времени, то нахождение параметров модели предполагает как минимум решение следующей геометрической задачи: нахождение по трем заданным точкам, расположенным на круге, другой точки – внутри круга или вне его – из которой линии, соединяющие ее с этими тремя точками, будут образовывать заданные углы (в случае астрономии именно они и будут являться наблюдаемыми углами). Аполлоний, как считается, решил эту общую геометрическую проблему и сделал это не только эмпирическим путем. Гиппарх, определенно, применял ее к Солнцу и Луне. Астрономы более позднего периода внесли отдельные усовершенствования, поняв, что решение получается более простым, если осуществлять наблюдения в заданный момент времени. Например, если наблюдать Солнце в дни равноденствий и солнцестояний, то углы будут прямыми. В случае Луны, следуя Гиппарху, но исправив предварительно некоторые его расчетные ошибки, Птолемей для точного определения лунных параметров использовал тройки лунных затмений, поскольку в этом случае Земля расположена на одной линии с Солнцем и Луной. Птолемей мастерски осуществил отбор множества других особых случаев, упрощавших решение, и маленькой (хотя и объяснимой) трагедией позднейших астрономов было то, что они слишком часто не уделяли должного внимания методологии Птолемея, предпочитая безоговорочно использовать полученные им многочисленные решения.

Столь непререкаемая репутация Птолемея представляет нам позднюю Античность в таком свете, что можно легко позабыть о продолжающейся эксплуатации астрономии на гораздо более низком интеллектуальном уровне. И, в силу вполне естественных причин, мы знаем о ней довольно мало. Например, существует папирус (входящий в коллекции Библиотечного университета в Гейдельберге [P. Heid. Inv. 4144] и Мичиганского университета [P. Mich. Inv. 141]), датируемый столетием позже Птолемея, в котором содержатся доказательства использования приближенной схемы определения положений Марса. В этой схеме, очевидно, используется эпициклическая модель, но с включением в нее так называемых зон – сегодня это называют вавилонской Системой A. Есть и другие признаки известности вавилонских схем в римском Египте. Эллинистическая астрология переживала период расцвета, и существовала потребность в методиках, более легких в применении, чем птолемеевские, пусть даже и за счет утраты точности. Астрологи, похоже, нашли то, что им было нужно, в чем-то приблизительно напоминавшем греко-вавилонские техники, и сохранились фрагменты соответствующих текстов, относящихся к Солнцу, планетам и к Луне (последние – особенно многочисленны). Одной из инноваций, примененных в этих грубых схемах, является содержащаяся в них трактовка лунной долготы.

Эта странная смесь арифметических и геометрических методов ясно свидетельствует об одной вещи: ошибочно полагать, что между временами Гиппарха и Птолемея с необходимостью должно было осуществляться строго последовательное развитие теоретической астрономии. Даже методики, используемые Гиппархом, представляли собой мешанину разнородных элементов – геометрических и арифметических техник – и, учитывая вышесказанное, мы должны уметь отличать друг от друга «зигзагообразные» техники и методы временных циклов, после которых наступает повторение явления. Птолемей, и об этом можно вполне уверенно заявить, был уникален тем, что именно ему принадлежит заслуга в создании традиции построения астрономии, базирующейся на согласованном наборе исходных принципов. Опираясь на идеи своих предшественников, он сумел выдвинуть предположение о том, как небесные тела движутся в пространстве. Найдя параметры моделей посредством их подгонки к наблюдательным данным, он получил возможность предсказывать наступление видимых явлений, исходя из последовательности своих геометрических предположений. Короче говоря, там, где другие обнаруживали шаблоны повторений, Птолемей давал рациональное обоснование самих этих шаблонов – и здесь он, без сомнения, извлек много пользы из хорошо знакомых ему методологических трудов Аристотеля, не говоря уже о греческой геометрической традиции. Вместе с Птолемеем астрономия вступила в эпоху зрелости.

Не столь выдающиеся астрономы все же вносили свой посильный вклад, а те из них, кто имел склонность к преподаванию, стали писать комментарии к «Альмагесту» и «Подручным таблицам» Птолемея – начиная с Паппа и Теона Александрийского в IV в. Имелись и другие комментарии, написанные примерно в то же время, например дочерью Теона Гипатией, однако нам почти ничего не известно об их содержании. На арабский язык «Альмагест» был впервые переведен около 800 г., однако вслед за этим появилась более совершенная версия перевода. Она пришла в Европу в двух латинских версиях: одна, переведенная с греческого около 1160 г., другая – гораздо более известная – переведенная с арабского Герардом Кремонским в 1175 г.

Существовало два класса ученых, ожиданиям которых он особенно не соответствовал – астрологи и натурфилософы (или, как мы назвали бы их сегодня, космологи). Что касается астрологии, то Птолемей написал текст, также ставший классическим, под названием «Тетрабиблос» («Четверокнижие»). Его «Планетные гипотезы» довольно успешно развивали аристотелевскую космологию, предлагая ее усовершенствованную версию. Они были основаны на предположении, что во Вселенной не существует пустого пространства, и ничто не может соседствовать с материей, кроме другой материи, поэтому наиболее удаленная точка, достигаемая планетой в эпицикле, должна совпадать с минимальным расстоянием, достигаемым другой планетой, расположенной уровнем выше. Это предположение позволило Птолемею превратить набор разрозненных планетных моделей в универсальную систему. После короткого размышления станет понятно: поскольку птолемеевская астрономия задавала относительные размеры кругов геометрической модели каждой планеты и поскольку масштаб кругов какой-либо из планет однозначно определял масштаб кругов планеты следующего уровня, это позволяло выразить масштаб всей Вселенной (до Сатурна) в единицах нижайшей из сфер, через нижнее предельно допустимое значение движения Луны. Поскольку Птолемей мог оценить расстояние до Луны, то ничего не мешало записать расстояния до всех остальных планет. Значения оказались довольно большими – они выражались в миллионах миль, но, конечно же, не соответствовали действительности. Эта схема была принята мусульманскими авторами, и через посредство довольно низкосортного, но многократно откопированного краткого изложения «Альмагеста», написанного ал-Фергани (расцвет деятельности которого приходится на 850 г.), стала стандартной частью учебных программ средневековых европейских университетов. Она, в частности, послужила источником вдохновения для Данте в его «Божественной комедии».

«Тетрабиблос» также достиг европейского сознания через мусульманский мир, но в этот раз он прихватил с собой в путешествие гораздо более серьезный астрологический багаж. Хотя предмет его изучения определенно не соответствует вкусам современной науки, тем не менее это мастерски написанная книга, в которой рассматриваются и многие научные аспекты. Как мы уже видели, астрология, наряду с прочим, имела вавилонские корни, и мы даже можем проследить характерные точки соприкосновения между астрологией в Вавилоне и эллинистическом мире. Наиболее известная из них – это переселение Беросса (жреца бога Бела) из Вавилона в Ионию, где он основал астрологическую школу на острове Кос (около 280 г. до н. э.). Греческие школы часто объявляли себя последователями халдеев и гордились использованием их наставлений. Даже если они перенимали то, что, по их мнению, являлось египетскими идеями, это часто оказывалось результатом вторичной переработки вавилонских представлений. Вероятно, это было в Александрии, где-то около 150 г. до н. э. Тогда-то и появились трактаты, якобы вышедшие из-под руки мифического (как мы теперь знаем) фараона Некауба (известного также под именем Нехепсо) и его жреца Петосириса. Эти книги приобрели необычайное влияние в римском мире, равно как другие труды, приписываемые богу Тоту, «трижды великому Гермесу», или по-гречески – Гермесу Трисмегисту. Эти работы являлись для «Тетрабиблоса» примерно тем же, чем магический шар для профессионального экономиста: ни те ни другие никак не соотносились с действительностью, были плохо аргументированы, имелось огромное количество различий в рекомендуемых ими техниках, и все же они находили свое место в обществе.

Если прорицания вавилонян и ассирийцев касались в основном общественного благоденствия и жизни правителей, то греки в значительной степени направили это искусство на нужды отдельных людей. Подобная деятельность косвенно поощрялась учениями Платона и Аристотеля о божественной природе звезд, и в период поздней Античности многие астрологи считали себя толкователями божественных движений. С развитием христианства такая трактовка, безусловно, стала подвергаться гонениям, хотя в качестве литературного приема она широко использовалась в течение всей римской Античности и в какой-то степени составляла одну из характерных черт христианизированной Европы (и едва ли не дошла до наших дней). Таким образом, «Тетрабиблос» Птолемея был настольной книгой для людей самых разных убеждений.

Она начинается с оправдания астрологии, и, на первый взгляд, в ней обыгрывается идея, согласно которой влияние небесных тел имеет сугубо материальный характер. Однако заканчивается она кодификацией иррациональных суеверий, унаследованных в основном от предшественников Птолемея. Во второй книге рассматривается космическое влияние на географию и погоду. В последующие века предсказания погоды были популярны и не вызывали обвинений в ереси. В третьей и четвертой книгах рассматривается влияние, оказываемое состоянием небес на человеческую жизнь, но по какой-то причине там почти нет математики, связанной со взаимным расположением домов, столь сильно занимавшей астрологов последующих столетий. (В десятой главе можно найти немного более подробную информацию об этом.)

В поздний период римской Античности развелось очень много так называемых халдеев и математиков (эти слова можно считать синонимами слова «астрологи»). Об этом можно судить по критике, часто высказываемой в их адрес римскими магистратами и сатириками. Астрология в ее различных проявлениях пришла в Рим главным образом через посредство эллинизированных греков. Один влиятельный ученый особенно заслуживает упоминания здесь, хотя бы затем, чтобы продемонстрировать, насколько мобильным может быть научное знание. Посидоний (ок. 135–51 гг. до н. э.) родился в Апамее, которая в настоящее время находится на территории Сирии. Он получил образование в Афинах, но в итоге поселился в вольном городе Родосе. Как-то раз его направили с дипломатическим поручением в Рим, а затем он, по-видимому, влекомый уже исключительно собственным любопытством, отправился в путешествие, посетив Испанию, Африку, Италию, Южную Галлию (Францию), Лигурию и Сицилию. Школа, которую он впоследствии основал в Родосе, стала центром стоической философии, местом притяжения римских интеллектуалов, включая такие влиятельные политические фигуры, как Цицерон и Помпей. Таким образом Рим познакомился с его пятью астрологическими трудами. Однако проникавшая туда астрология имела и другие, не столь прозрачные формы, порожденные восточными эзотерическими религиями, а именно митраизмом и культом Исиды. Распространению и той и другой религии способствовала их популярность в римских войсках. Митраизм принес с собой культ поклонения Солнцу и нескольким римским императорам, которым нравилось представлять себя олицетворением этого светила. Такая атмосфера, безусловно, вызывавшая яростное противодействие ранних христиан, временами была крайне благоприятна для профессиональных астрологов, но существовало и множество вполне очевидных причин их общей непопулярности. Известно много случаев, когда они изгонялись из Рима и Италии, особенно начиная с I в., а в IV в. вышло несколько направленных против них эдиктов, когда христианский император причислил их религиозные моральные принципы к разряду застарелого политического инакомыслия. В 357 г. н. э. Константин II объявил предсказывание будущего преступлением, караемым смертной казнью, и этот запрет еще раз повторили в 373 и 409 гг.

Античная традиция астрологического предсказания будущего оказала заметное влияние на медицинскую практику. Стилистика латинской литературы также подверглась серьезному влиянию астрологии, о чем можно заключить, например, по поэме философа-стоика Марка Манилия, известной под названием «Астрономика»2. Стоики являлись членами философской секты, обладавшей долгой историей (начиная примерно с 300 г. до н. э.), и, согласно одной из их важнейших доктрин, цель философа заключается в том, чтобы жить в гармонии с Природой и руководствуясь доводами разума. С течением времени эта секта стала проявлять пристальный интерес к этическим проблемам, поэтому ничего удивительного в том, что вавилонская идея об управлении миром неотвратимым движением звезд нашла благодатную почву в среде стоических философов. Манилий распространял воззрения, будто человеческая жизнь полностью предопределяется звездами, но делал это в ходе работы, несомненная ценность которой заключалась в деталях астрологических трактовок, а не в философских принципах, лежащих в их основе. Философы помогли обрести респектабельность воззрениям, в более широком плане воспринимавшимся тем не менее как астрологические. Около 265 г. н. э. основатель неоплатонизма Плотин предложил сходную доктрину. Согласно ей магия, богослужение и астрология не противоречат друг другу, поскольку каждая часть Вселенной воздействует на остальные ее части посредством неких взаимных симпатий. Эти идеи стали источником относительного комфорта для следующих поколений ученых, имевших опасную склонность к игре с огнем.

Литературным произведением, которое могло оказать поддержку в противостоянии такому влиянию, был трактат «Город Бога», написанный Блаженным Августином (354–430), где он выразил опасение по поводу того, что астрологи, провозгласившие возможность предсказания по звездам индивидуальной человеческой жизни, могут закабалить свободную человеческую волю. Если предсказания сбываются, писал он, то это происходит либо случайно, либо по воле демонов. В действительности, когда-то он сам верил в астрологию и совершал жертвоприношения демонам, поэтому его утверждения были хорошо аргументированы и приковывали к себе внимание многих средневековых священников. И все же они, как и сам Августин, продолжали верить в божественное провидение и небесную предуготованность, что ставило их перед дилеммой. Возможна ли свобода человека, если все предопределено – либо Богом, который один только знает обо всем, что должно произойти, если только оно действительно должно произойти, либо влиянием в высшей степени предсказуемых планетных движений? Звезды, как обычно в таких случаях говорилось, определенным образом воздействуют на нас, но при этом не принуждают нас действовать против своей воли. Они «склоняют, но не заставляют». Молитва помогает людям выстоять. Другие отцы церкви также затрагивали эти вопросы. Например, Ориген приложил немало отчаянных усилий, чтобы очистить астрологию от фатализма.

Само собой разумеется, это касалось и астрономической практики. Вне зависимости от того, чем на деле была та или иная астрологическая ассоциация, определенные группы людей, не отдававшие себе отчета в потенциальной автономии астрономии от астрологии (то есть практически каждый), относились к ней с глубочайшим подозрением. Римский мир оставил нам имена нескольких прославленных астрологов: Веттий Валент (II в.), Палхус, Евтокий и Реторий (V в.), и наверняка наступивший после этого период стер без следа многие другие материалы, но после них мы вступаем в период, в ходе которого астрологическая практика на Западе была жестко подавлена, и лишь в VIII в. наступает что-то похожее на ее возрождение. Но начиная с поздней Античности вся практика западной астрологии, как правило, являлась целиком производной от поздних античных образцов.

Астрономия продолжала практиковаться в Византии – восточной части Римской империи. (Она получила это название после того, как император Константин восстановил в 330 г. старый город Византию, предполагая сделать его «Новым Римом». В его честь этот город назвали «Константинополисом», хорошо нам известным под именем «Константинополь», сегодня его называют Стамбул.) Здесь, конечно же, приняли и продолжили использовать методы Птолемея, хотя наряду с ними применялись и более древние арифметические методы вавилонского типа, что продолжалось вплоть до падения Константинополя и его захвата турками в 1453 г. Новая Византия породила большое количество ученых, лучшие работы которых ассимилированы мусульманским миром и христианским Западом. Пожалуй, наиболее известный ученый на заре ее истории – это Прокл (ок. 410–485), хотя своим образованием он обязан Александрии и Афинам. Прокл был последним из влиятельных античных философов-неоплатоников и прекрасно разбирался в евклидовой геометрии и птолемеевской астрономии. Он знал, какие инструменты находились в распоряжении Птолемея (что не совсем типично с точки зрения нашего представления о неоплатонизме), и он был хорошо знаком с птолемеевской квазиаристотелевской космологией, основанной на представлении о встроенных друг в друга сферах, – теорией, построенной на строгих философских началах. Несмотря на это, Прокл критически отзывался о (как он ошибочно полагал) субъективном характере птолемеевских гипотез и выступал против, если кто-либо из астрономов отзывался о своих моделях как о чем-то, отображающем реальную действительность. Что касается астрологии, то он, без всякого преувеличения, был адептом «Тетрабиблоса», который, на деле, давал больше оснований для скептицизма.

Константинополь стал свидетелем основания крупной школы в 425 г. н. э., но в течение последующих двух столетий мы не находим там никаких более или менее серьезных исследований в области астрономии или астрологии. Только в VII в. император Ираклий выписал из Александрии одного астронома – некоего Стефания, и, по-видимому, самостоятельно составил руководство к «Подручным таблицам» Птолемея. Но, похоже, эта императорская инициатива не принесла никаких ощутимых результатов. В течение следующих двух столетий в Константинополе и кое-где за его пределами в лучшем случае предприняли несколько спорадических исследований в области астрономии, а начиная с IX в. там была развернута довольно широкая деятельность по копированию Александрийских материалов и более современных работ, накопленных в мусульманском мире, например в Багдаде и Дамаске. Венецианцы, похоже, во время четвертого крестового похода, предпринятого в 1204 г., еще до катастрофического разграбления Константинополя, уже откопировали почти все значимые астрономические тексты. Однако заслуживает удивления то, что не сохранилось почти никаких свидетельств должного понимания этих текстов. Астрология, очевидно, развивалась более успешно и находила выражение в византийской литературе, хотя и не на очень высоком техническом уровне. И все же есть фрагментарные свидетельства работы там компетентных астрономов, имена которых канули в лету, например прекрасная астролябия, датируемая 1062 г. Гравированная греческими буквами, она подписана неким Сергием «Персом». Столетием позже был составлен трактат, посвященный этому инструменту, где говорилось о его «сарацинском» происхождении. Константинополь, очевидно, играл второстепенную роль в ранней истории инструментов подобного типа, но впоследствии об этом надолго забыли.

Синезий Киренский (ум. ок. 412–415) был родом из греческой колонии, из того места, где сейчас расположена Ливия. Оттуда он отправился в Александрию, где стал учеником Гипатии. Сегодня Синезий больше известен благодаря той роли, которую он сыграл в распространении христианства, а не в связи с астрономией, но он оставил нам полезные свидетельства по истории инструментального оборудования. Женившись на христианке, он после долгих уговоров и с большой неохотой принял в 410 г. сан епископа, а затем крещение – именно в такой необычной последовательности. Синезий провел три года в Константинопольском посольстве, и хотя он снискал себе славу в основном как оратор и поэт, по всей видимости, находил время для внесения усовершенствований в определенный тип астролябий. Он подарил своему другу в Константинополе серебряную астролябию, сопроводив ее письмом, где приведено полное ее описание (эта часть письма не сохранилась). Хотя идея, лежащая в основе инструмента, была известна за сотни лет до этого, из некоторых оборотов, использованных им в письме, можно заключить, что он знал о свидетельствах, связывающих эту идею с Гиппархом.

Как бы то ни было на самом деле, существует совокупность исторических материалов, анализ которых не требует высокой степени абстрактного теоретизирования. Они основываются на широко распространенных трудах архитектора Витрувия. В своей работе «Десять книг об архитектуре», написанной незадолго до начала нашей эры, он приводит описание водяных часов, способных показывать время в дневных и ночных сезонных часах и снабженных чем-то вроде астролябии, выполнявшей в них функцию циферблата. Когда Синезий, отметим, упоминает о «шестнадцати звездах на инструменте Гиппарха», он добавляет, что «они пригодны для ночных часов». Весь механизм Витрувия целиком назывался «анафорическими часами», от греческого слова «анафора», означающего «отсылку назад» или «повторение», повторение в данном случае является одной из смысловых коннотаций. Фрагменты анафорических часов позднего римского периода были найдены во Франции, а это еще один довод в пользу того, что данный инструмент отнюдь не являлся редкостью в античные времена, хотя, как это ни странно, о нем не осталось почти никаких упоминаний в ранней литературе. Однако наиболее точно о нем свидетельствует Башня Ветров на старой рыночной площади в Афинах, на которую, собственно, и ссылается Витрувий (ил. 64). Ее построили по проекту македонского астронома Андроника из Кирра около 50 г. до н. э. На каждой из восьми сторон этого строения, увенчанного флюгером, находилась рельефная скульптура бога соответствующего ветра – Борей на северной стороне и т. д. Под ними, как уже упоминалось ранее, располагались несколько солнечных часов с плоским циферблатом. Однако на одной из сторон этой постройки располагался бак для воды, истинное предназначение которого выяснилось только в 1960 г., когда изучение стоков внутри башни убедительно показало, что там должны были находиться анафорические часы описанного Витрувием типа.

64

Башня Ветров, возведенная на старой Агоре в Афинах в начале I в. до н. э. македонским астрономом Андроником из Кирра. Восемь стен этого строения ориентированы по восьми сторонам света и декорированы фризом с рельефными фигурами, олицетворяющими соответствующие им ветры. Под ними – на стенах, расположенных на подсолнечной стороне, – сохранились следы нескольких солнечных часов с плоским циферблатом. Башня была увенчана бронзовым флюгером в виде фигуры Тритона. Внутри строения находились водяные часы, имеющие циферблат, форма которого воспроизводила астролябию, изготовленную в соответствии с техническими приемами, разработанными ранее Ктесибием и Филоном Александрийским. Вода подавалась по трубам от источника, находящегося в Акрополе, в резервуар водяных часов, сохранившийся до наших дней (см. правую фотографию).

Наряду с несколькими различными инструментами, в разные времена называвшимися словом «астролябия», и бесчисленным количеством стилистических различий между ними, существует один фундаментальный тип плоских астролябий, который превышает по численности все остальные. Для того чтобы не спутать его с большой сферической астролябией Птолемея, Теон в своем раннем (сегодня уже утраченном) трактате назвал ее просто «малой астролябией». Как уже упоминалось, она состояла из одного или нескольких круглых дисков, изготовленных из одного и того же материала, как правило, из латуни. Диск с прорезями называется «паук» (латинское слово rete означает «паутина»). Являясь, по сути, картой звездного неба, паук вращается вокруг общей центральной оси, обозначающей Полюс мира (см. ил. 53 и 65). Схематическое изображение паука приведено на ил. 66, где звезды помечены крестиками, а градуированный круг обозначает эклиптику. Паук – фигурная решетка из металла или другого материала – содержит прорези, которые позволяют видеть различные находящиеся под ним круги небесной сферы. (Если бы в то время были доступны прозрачные материалы, то прорези оказались бы не нужными.) Эти круги, включая меридиан, горизонт, линии, отстоящие от горизонта на 5°, 10° и т. д., схематически изображены на следующих трех рисунках. Положения небесных тел определялись именно по отношению к этим линиям.

Размеры портативной версии этого инструмента обычно колебались в пределах от десяти до двадцати сантиметров в поперечнике, хотя сохранилось большое количество как более крупных, так и более мелких экземпляров. На ил. 68 показан общий вид богато декорированной персидской астролябии относительно позднего периода. Он передает только общее впечатление и иллюстрирует базовые идеи, лежащие в основе этого инструмента. Портативная астролябия, как предполагается, могла использоваться как для проведения наблюдений, так и для вычислений. Для выполнения первой задачи она была оснащена кольцом и соединительной скобой, что позволяло, подвесив ее на большом пальце одной руки и добившись, таким образом, вертикального положения инструмента, производить наблюдение небесного объекта с помощью диоптров, расположенных на концах линейки, надетой на центральный стержень. Эта линейка, называемая алидадой, находится на задней поверхности инструмента. Ее следует отличать от второй вращающейся линейки без диоптров, часто крепящейся с лицевой стороны для облегчения снятия показаний с паука. Следует учесть, что пластина с прорезями не всегда воспроизводила изображение небесной сферы, а основание астролябии, тарелка – горизонт, меридиан и т. д. Хотя в подавляющем числе случаев предпочтение отдавалось именно такому расположению частей, иногда роли паука и тарелки могли без всякого ущерба меняться местами, как это обычно и делалось в анафорических часах и циферблатах многих средневековых механических часов.

65

Изображение стандартной средневековой астролябии в разобранном виде. Все детали удерживаются вместе с помощью соединительного штифта с прорезью (показан внизу), сквозь которую продевается клин (в виде лошади). Самый верхний диск с прорезями – паук – представляет собой не что иное, как вращающуюся карту звездного неба, обычно (но не обязательно) обрезанную по тропику Козерога. Его внутреннее (эксцентрическое) кольцо обозначает эклиптику. Каждая из пластин (называемая тимпаном), поверх которых он может вращаться, содержит изображения линии горизонта, а также координатных и часовых линий. Для заданной географической широты требуется только один тимпан, но астролябия может быть снабжена несколькими тимпанами для многих различных широт или только для двух, если тимпан гравирован с обеих сторон. Тимпаны и паук укладываются внутрь круглой детали с высокими бортами, тарелки, обычно тоже гравированной как тимпан в целях экономии металла. Линейка на лицевой стороне нужна не для всех способов применения астролябии, но во многих случаях бывает полезна. Прицельная линейка (алидада) с диоптрами на обоих концах позволяет измерять углы тогда, когда инструмент используется для наблюдений. (Помимо наблюдений, он может применяться для проведения многих вычислений.) Кольцо и соединительная скоба на ободе тарелки позволяют наблюдателю, подвесив инструмент на большом пальце, удерживать его в вертикальном положении. После этого высоты небесных объектов могут быть измерены с помощью алидады и шкалы на тыльной стороне астролябии (не показанной на рисунке). Там же находятся и другие шкалы, в число которых обычно входит так называемая календарная шкала, устанавливающая соответствие между днем солнечного года и положением Солнца на эклиптике.

66

Основные элементы паука астролябии. Градуированный круг обозначает эклиптику, обычно это самое заметное кольцо. Следует обратить внимание на то, что градусные деления на нем не одинаковы по ширине. Крестиками помечены положения ярких или хорошо знакомых неподвижных звезд, обычно их число не превышает двадцати. На медной пластине они, как правило, помечаются кончиками стрелок указателей.

67

Главные линии стандартного тимпана астролябии, изображенные в данном случае для широты Оксфорда (51,8°). Линии одинаковой высоты и одинакового азимута (именуемые, соответственно, «альмукантаратами» и «вертикалами») обрезаны снизу кругом горизонта. Каждый набор линий нарисован с шагом в 5°, но не менее часто встречались тимпаны с 10-градусными интервалами, а самые точные инструменты могли содержать интервалы в 1°. (Сравните с ил. 53.) Внешняя градусная шкала обычно гравировалась на тарелке и не имела отношения к тимпану. (Она часто замещалась часовой шкалой – двадцать четыре часа на полный круг.) По поводу часовых линий, которые тоже обычно наносились на тимпан, но не показаны здесь, см. ил. 71.

68

Персидская астролябия, изготовленная для сефевидского шаха Аббаса II. Показаны лицевая сторона (слева) с подвижным пауком, расположенным на неподвижном тимпане, и тыльная сторона (справа) с алидадой (прицельной линейкой) и различными тригонометрическими шкалами. Подписана Мухаммадом Мукимом ал-Язди. Датируется 1647–1648 гг. н. э. по европейскому календарю. Ее описание см. на с. 303 (Музей истории науки в Оксфорде. Инв. номер 45747.)

Мы многое сказали о внешнем виде инструмента, но в чем заключался его научный замысел? Плоская астролябия позволяет использовать некоторые свойства стереографической проекции, это по достоинству оценил уже Гиппарх. Можно составить грубое представление о том, как она функционирует, но без четкого понимания всех тонкостей ее геометрии. Для начала представим, что мы находимся в центре небесной полусферы, которая – если мы живем к северу от экватора – будет казаться нам вращающейся вокруг Северного полюса мира суточным движением. Обращаясь вместе со звездами, мы можем представить себе эклиптику, а также и другие элементы, связанные со сферой звезд, и все это будет двигаться в соответствии с суточным вращением вокруг полюсов. Абстрагировавшись, мы можем представить, что находимся в центре координатной сетки нашей полусферы, состоящей из круговых дуг, отображающих меридиан и горизонт, а над горизонтом, на высоте, скажем, пяти градусов проходит параллельный ему круг, следующий круг проходит на высоте десяти градусов, и так – до зенита. Астрономы часто конструировали трехмерные модели этой двоичной системы или ее частей. Обычно круги двух систем изготавливались в виде колец или обручей – откуда и происходит название «армиллярная сфера», поскольку в переводе с латинского armilla означает «кольцо». С помощью такого приспособления можно было даже проводить наблюдения, поскольку оно само предназначалось для облегчения установления визуального соответствия с реальностью. Во-первых, нужно сначала установить меридианное кольцо по местному меридиану, горизонтальное кольцо – по горизонту, а полюс направить на полюс местного неба. Тогда какая-либо точка, правильно расположенная в этой модели (например, звезда-маркер), будучи установленной в направлении соответствующего ей небесного объекта, задаст корректные положения для всех других маркеров небесных объектов (звезд, кругов и т. п.) и всей системы в целом на данный момент времени. Поскольку время исчисляется в соответствии с положением Солнца по отношению к меридиану, то, если мы сумеем идентифицировать местонахождение Солнца в модели (не будем забывать, что оно ежедневно меняется), мы получим ключ к решению общей проблемы правильного счета времени. Кроме того, армиллярная сфера могла быть использована для определения времени другими способами, а в руках опытного специалиста она могла найти массу других применений, но она являлась всего лишь трехмерной схемой неба, приведенной в соответствие с небом реальным. Это изделие часто ошибочно рассматривают как птолемеевское или до-коперниканское, однако идея, согласно которой наблюдатель находится в центре небесной сферы, не содержит никакого логического нарушения до тех пор, пока мы рассматриваем ее как средство представления углов между направлениями на небесные объекты, а не определения расстояний до них или каких-либо других их свойств.

Модели небесной сферы могли использоваться и в целях обучения, и, как уже говорилось выше, для проведения наблюдений, для чего предназначался, например, армилла Птолемея. (См. ил. 69, а также интерпретацию птолемеевской армиллярной сферы ученым времен Ренессанса Региомонтаном на ил. 70.) Иногда армиллы изготавливались в более изощренной манере, это достигалось внесением дополнительных движений и колец. В «Альмагесте» Птолемей даже приводит объяснение того, как сделать небесную сферу, чтобы она отображала прецессию, и впоследствии несколько изготовителей армилл воспользовались его руководством. Начиная со Средних веков армиллярные сферы широко использовались учителями астрономии, и в результате она часто стала употребляться в качестве символа, обозначающего астрономию как таковую. Ее принципиальное устройство знал каждый начинающий специалист в этой области, однако изготовить ее было не так-то просто, и качественные экземпляры встречались, скорее всего, довольно редко.

69

Армиллярная сфера, описанная Птолемеем в «Альмагесте». Надписанное кольцо, обозначенное буквой e, соответствует эклиптике. На кольце внутри нее, расположенном к ней под прямым углом, находятся передвижные визиры (см. верхнюю часть рисунка). Точки N и S помечают Северный и Южный полюса мира (обратите внимание на оси, на которых, в соответствии с суточным движением, вращаются все внутренние кольца), а точка z – зенит. (По рисунку инженера Пьера Рома из сочинения его брата Адольфа Рома, 1927.)

Плоская астролябия предоставляет великолепную возможность решить эту проблему преобразованием трехмерного инструмента в его двумерный эквивалент. Хотя наша воображаемая армиллярная сфера может быть отображена на плоскости множеством разных способов, простейшей будет являться та конфигурация, где северный (или южный) полюс проецируется в центр карты таким образом, чтобы ее подвижная часть могла вращаться вокруг него. Именно это и было сделано в плоской астролябии. Плоскость, на которую проецируются круги, может быть любой плоскостью, параллельной экватору. Спроецированное изображение эклиптики, наклоненной к экватору и полюсом, не совпадающим с полюсом экватора, будет смещена относительно центра вращения, обозначающего полюс экватора, однако при этом будет являться кругом, а не эллипсом, например. То же самое справедливо в отношении горизонта и параллелей высоты, называемых альмукантаратами (от соответствующего арабского слова). Один из способов получить наглядное представление о том, как осуществлялось проецирование, – это представить, что в одном из полюсов армиллы находится очень яркий точечный источник света, отбрасывающий тень от двух совокупностей колец – неподвижных и движущихся – на некий экран, параллельный небесному экватору. Другой способ потребовал бы от нас прислушаться к одному из арабских авторов, который предлагает представить следующее: верблюд наступил на армиллярную сферу и сплющил ее в пластину, соединив два полюса, но так, что две образовавшиеся части сохранили способность вращаться друг относительно друга.

70

Реконструкция птолемеевской «армиллярной сферы», сделанная Региомонтаном (1436–1476). Из его избранных работ, изданных посмертно в 1544 г.

71

Одним из основных назначений астролябии было слежение за ходом времени. Каждой дате соответствует строго определенное положение Солнца на эклиптике. По мере того как паук поворачивается, следуя суточному движению, эта точка перемещается на 15 градусов за один (равный) час. Она пересекает меридиан ровно в полдень, и если паук (неважно каким образом) правильно установлен в исходный момент времени, то легко измерить угол между Солнцем и меридианом, а следовательно, определить время в текущий момент. Те, кто желал определить время в «неравных» (или «сезонных») часах, должны были использовать другие технические приемы. Солнце пересекает линию горизонта на тимпане во время заката (справа) и еще раз на восходе (слева). Если разделить угол, пройденный им в этом интервале, на двенадцать равных частей, то получим то, что принято называть ночным неравным часом. Линии на тимпане охватывают целый год. Солнце находится ближе всего к полюсу мира в середине лета (и описывает круг, помеченный на рисунке точкой A, – так называемый тропик Рака), а дальше всего – в середине зимы (этот круг обозначен буквой C – тропик Козерога). Астролябию обычно замыкали кругом Козерога. Нет никакой особой причины, вынуждающей проводить эту границу, хотя понятно, что какая-то граница необходима, поскольку невозможно уместить все небо в ограниченное пространство.

Астролябия имела множество применений (в одном из типовых текстов объясняется более сорока способов ее использования), однако многие из них требовали правильной установки вращающегося паука относительно неподвижной тарелки в соответствии с наблюдаемой высотой звезды. В этом случае нужно было поворачивать паук до тех пор, пока метка звезды не станет напротив соответствующей линии высоты (альмукантарата) на нижней пластине. Солнце также может рассматриваться как звезда, движущаяся вдоль изображенной на пауке эклиптики. Для определения его положения необходимо знать долготу. Она могла быть получена из календаря, где перечислялись долготы Солнца на каждый день в году. Простейший способ предполагал обычную сверку с так называемой календарной шкалой, которую можно найти на обратной стороне большинства астролябий, она указывала соотношение между днями года и долготой, но не очень точно. Поскольку положение Солнца относительно меридиана предполагало ведение счета времени в сутках, астролябия всегда была полезна как приспособление для измерения времени в количествах дней или ночей. Ночью паук устанавливался в требуемое положение по звездам, положение Солнца на пауке определялось, как описано выше. Днем паук мог устанавливаться по наблюдениям Солнца, долгота которого, опять же, определялась, как об этом говорилось ранее. Общее представление о том, как велся счет часов (равных или неравных), можно составить из краткого пояснения к ил. 71.

Древнейший сохранившийся трактат с систематическим изложением теории стереографической проекции – это «Планисфера» Птолемея. Его греческий оригинал утерян, но работа сохранилась в арабском переводе. В X в. он подвергся переработке мусульманским астрономом испанского происхождения и, наконец, достиг Западной Европы, уже в латинском переводе, в 1143 г. Если справедливо утверждение Синезия о том, что он первым после Птолемея написал о геометрической теории проекции в применении к астролябии, то более емкий труд, приписываемый Теону (отцу Гипатии) – «глубокоуважаемому учителю» Синезия, был написан лишь несколькими годами позже. От последней работы сохранилось лишь содержание, но оно близко соотносится с более поздней работой, написанной Филопоном, и еще ближе – с сирийским трактатом на ту же тему, написанным Севером Себоктом (ум. в 665 г.). (Некоторые современные ученые полагают, что трактат Теона – не более чем фантом.) Трактат Птолемея, скорее всего, не относился к числу сочинений, способных популяризировать использование астролябии, но в позднюю эпоху исламской и христианской цивилизаций было в итоге выпущено большое количество альтернативных текстов. Средневековые европейские сочинения – также многочисленные – разделяются на три главных направления, каждое из которых берет свое начало в Испании исламского периода. Никакому другому научному инструменту не уделялось такого пристального внимания, как символически, так и по его техническому устройству. Астролябия, следует признать, вряд ли была полезна при проведении точных наблюдений, а в отношение расчетов она, в силу небольших размеров, обычно позволяла получать не более чем приблизительное решение сложных задач. Однако мало что могло сравниться с ней, когда она использовалась в качестве средства обучения, позволяющего подробно разъяснить проблемы позиционной астрономии.

До сих пор ведутся споры о том, какой из сохранившихся экземпляров астролябий является древнейшим, однако в восточных мусульманских землях были найдены одна ранняя копия экземпляра, изготовленного в IX в., и одно оригинальное изделие, датируемое 928 г. н. э. Сохранился также прекрасный персидский образец, датируемый 374 годом Хиджры (984 г. н. э.), который подтверждает существование длительной ремесленной традиции, известной нам по литературным источникам из Багдада и Дамаска, датируемым VIII в. Можно обнаружить, что в течение нескольких столетий каждый более или менее крупный центр цивилизации между Индией и Атлантическим океаном был поставщиком как самих инструментов, так и их описаний. Уровень мастерства, достигнутый в Персии, долгое время оставался непревзойденным, и лишь в XVI–XVII вв. в Европе появляются инструменты, способные составить ему широкую конкуренцию. За исключением часто встречающихся различий в стиле и оформлении, принципы, на которых была основана работа большинства астролябий, оставались одними и теми же в течение более чем тысячи лет.

Одним из неустранимых недостатков конструкции самого распространенного типа описанных нами здесь астролябий являлось то, что горизонт, задаваемый пластиной, называемой «тимпан», был пригоден только для одной определенной географической широты. По этой причине к большинству астролябий прилагался целый набор различных тимпанов, которые хранились внутри корпуса астролябии. Если кто-то из пользователей совершал далекие путешествия или хотел осуществить вычисления для далекой широты, он просто подбирал наиболее подходящий тимпан. Это обстоятельство никак нельзя назвать удовлетворительным, вследствие чего были разработаны новые типы универсальных инструментов, и наиболее инновационный из них пришел из мусульманской Испании. Несмотря на очевидные экономические преимущества, эти «универсальные астролябии» оказались чрезмерно сложными для понимания большинства людей и поэтому изготавливались в гораздо меньших количествах.

Поначалу большинство астролябий изготавливалось астрономами для собственного пользования, однако по мере того как они приобретали все большую известность в образованных кругах, многие астролябии стали делать для патронов и состоятельных людей; в этом случае они изысканно гравировались и богато декорировались. Астролябия была недоступна для большинства обычных людей, хотя бедные ученые могли изготовить вполне сносный инструмент, используя для этого дерево или пергамент; вполне пригодный для вычислений, он вряд ли годился для измерения высот. В Средние века общий внешний вид астролябий стал известен даже за пределами круга образованных людей, поскольку его можно было увидеть на фронтальной поверхности многих астрономических механических часов. Действительно, в полном соответствии с древним прототипом, описанным Витрувием, она представляла собой некий прообраз часового циферблата. Вне зависимости от того, где возникли первые механические часы – в Англии конца XIII в. (что очень вероятно) или нет, – их изобретение имело много общего с мечтой воспроизвести движение небес в некой материальной форме, и астролябия с ее 24-часовой шкалой идеально подходила для этих целей. Часовой стрелкой в них была линия, проходящая на пауке через точку, отображающую положение Солнца: она механически поворачивалась вместе с пауком. С течением времени почти все это, кроме часовой стрелки, исчезло с циферблата обычных часов; и когда исходные рациональные предпосылки их создания более или менее забыли, 24-часовой циферблат сократили до 12-часового.

И на Востоке, и на Западе вплоть до XVII в. астролябия оставалась одновременно и рабочим инструментом астрономов, и мощным символом. Как и ее двоюродная сестра – армиллярная сфера, она часто использовалась для символического обозначения как космоса, так и самой астрономии. Тем, кто преуспел в усвоении семи свободных искусств, она служила осязаемым напоминанием о ключевом событии в развитии точных наук – греческом гении, сумевшем соединить астрономию с геометрией.

В Древнем Китае уже на самом раннем этапе его истории было разработано пиктографическое письмо. Письменный китайский язык сохранял свою идеографическую форму на протяжении более чем трех тысячелетий и, де-факто, первый большой словарь этого языка составили уже в 121 г. н. э. Хотя лингвистические изменения продолжали осуществляться как с течением времени, так и при переходе от места к месту, наша осведомленность об истории самых ранних китайских начинаний заслуживает гораздо большего доверия, чем аналогичное знание о большинстве других древних культур. Однако изобилие исторических свидетельств не облегчает задачу по размежеванию ранних форм религии, астрологии и астрономии, существовавших в Древнем Китае. Как и в случае с Месопотамией, было установлено несколько приемов осуществления предсказаний на основе расшифровки множества различного рода знаков. К ним относятся небесные знаки и, несомненно, старейшее свидетельство о вспышке новой звезды, оставленное на гадальной кости, датируемой примерно 1300 г. до н. э. (ил. 72). Некоторые технические приемы, приспособленные к осуществлению предсказаний, замечательным образом сочетались с использованными на Западе. В качестве одного из примеров можно назвать интерпретацию трещин на обожженной лопаточной кости какого-нибудь животного (скапулимантия); главное отличие китайской процедуры заключалось в том, что при удачном стечении обстоятельств трещины могли принимать в их глазах вид привычной пиктограммы. До какого-то момента астрология являлась не более чем одной из форм предсказывания. Как и люди, жившие к западу от Китая, те, кто практиковал эту форму предсказаний, проявляли меньший интерес к судьбам отдельных индивидов, чем к людям королевской крови, царствам, засухам, войнам и общественному благосостоянию. Например, есть отчетливые параллели между текстом из библиотеки Ашшурбанапал (VII в.) и китайскими «Шицзи» («Историческими записками») Сыма Цяня (составленными в 90 г. до н. э.), и тот и другой документы объясняют движение планет среди звезд с точки зрения участи правителей и их врагов.

72

Наиболее ранняя из всех известных запись о вспышке новой звезды. Два средних столбца надписи на прорицательной кости, датируемой примерно 1300 г. до н. э., гласят: «В седьмой день месяца рядом с Антаресом появилась ярчайшая новая звезда».

Одно из существенных различий между наблюдениями неба в этих культурах заключалось в том, что если страны, располагающиеся к западу от Китая, обращали внимание главным образом на горизонт, то в Китае огромное значение придавалось созвездиям, находящимся в области, прилегающей к Северному полюсу мира, и расположенным вдоль небесного экватора. (Безусловно, существует множество исключений из этого правила и с той и с другой стороны. Припомним, не хвост ли Большой Медведицы служил ориентиром в определении времени смены сторожевых постов во время осады Трои?) Сосредотачивая свое внимание на звездах, расположенных вокруг Северного полюса мира, – звездах, никогда не заходящих и не восходящих, – китайцы научились определять положение небесных объектов относительно Солнца, в том числе по оппозиции к нему, когда оно уже скрылось за горизонтом. Кроме того, они мысленно определяли положение звезд с помощью воображаемых линий, проводимых через околополюсные звезды к тем звездам, которые периодически восходят и заходят. Этот технический прием хорошо знаком всем, кто живет в Северном полушарии, по способу определения положения Полярной звезды посредством проведения линии через крайние звезды Ковша. Китайцы определяли положение звезд подбором двух подобных линий.

Вполне возможно, что уже в 1500 г. до н. э., и уж точно не позднее VI в. до н. э., китайцы разделили небо на 28 лунных дворцов (сю). Каждому из них соответствовал определенный участок экватора, или интервал с границами, заданными звездами, между которыми в ожидаемый момент, предположительно, должна была находиться Луна. Сейчас трудно определить историческое влияние этого обстоятельства. Сохранилась гадальная кость, датированная не позднее чем 1281 г. до н. э., где упоминаются названия звезд (некоторые, но не все, удалось идентифицировать). Другая гадальная кость относится к солнечному затмению, отождествляемому с затмением 1281 г. до н. э. Нельзя исключать, что в первом тысячелетии до н. э. китайцы заимствовали у месопотамской культуры отдельные весьма общие принципы предсказаний по звездам и Луне, но интерпретировали их в соответствии со своими представлениями о компоновке созвездий, основанными не столько на эклиптической, сколько на экваториальной системе.

Китайцы продолжали усваивать западные астрологические идеи, но редко применяли их в точном согласии с их исходным замыслом. В XIV в. мы находим в китайских источниках несколько гороскопов (например, в «Гуцзинь тушу цзичэн»), которые удивительно схожи, буквально во всем, с европейскими гороскопами, но отличаются от них по оформлению. Причиной этого может быть просто то, что и те и другие основывались на одном или нескольких общих источниках, например из исламской, а то и более ранней греческой астрологии. В этом случае китайцы стремились преумножить количество альтернативных интерпретаций. Они делали это под влиянием других, уже имеющихся у них древних моделей предсказания, например основанных на биологических теориях, или других, базирующихся на календаре. И даже в этом случае, когда мы обнаруживаем отчетливые следы западного влияния (как, например, определение благоприятных и неблагоприятных дней), нельзя отрицать существование аналогичной более ранней традиции, которая стала своеобразной прививкой для всех остальных способов предсказания.

Астрономия в Китае была тесно связана с управлением и гражданским администрированием. Возможно, наиболее известной иллюстрацией этого служит инцидент, произошедший в VIII в. до н. э., отчет о нем зафиксирован в «Шуцзин» («Исторической классике»). Он касается задания, порученного легендарным императором Яо шести астрономам; двое из них братья по имени Си и Хэ. Им было предписано выдвинуться в различные районы и осуществить там наблюдение восходов и заходов Солнца для определения дня солнцестояния, а также произвести другие наблюдения, значимые с точки зрения составления календаря. В следующей главе «Шуцзин» содержится отчет об отправке экспедиции под руководством принца Иня для казни неких астрономов за то, что они не сумели предсказать и предотвратить солнечное затмение. Эти легенды, в течение трех тысячелетий рассматриваемые как официальное свидетельство зарождения в Китае астрономии, помогли ей обзавестись имиджем особо почитаемой отрасли знания, но сегодня известно, что они проистекали из еще более ранней мифологической традиции, в которой Си-Хэ – это имя либо матери бога Солнца, либо возничего его колесницы. В силу чего братья Си и Хэ навсегда утратили свое место в истории.

Ранний интерес жителей Китая к космологическим вопросам не носил ярко выраженного научного характера в западном смысле этого слова. Они не создали никакой грандиозной дедуктивной системы, сопоставимой с трудами, например, Аристотеля или Птолемея. Великий ученый, известный нам как Конфуций (551–478 гг. до н. э.), не спасает ситуацию (если она, конечно, и правда нуждается в спасении). Будучи, по преимуществу, политическим реформатором, желавшим, чтобы мир людей зеркально отражал гармонию природного мира, он написал небольшое сочинение на эту тему, но оно вскоре было утрачено, и многие истории, рассказанные о нем, представляют его как человека, не проявлявшего особого интереса к небу как таковому. Здесь будет уместно вспомнить определение конфуцианства как «поклонение всему универсуму через поклонение его частям» – программа, сильно отличающаяся от проектов архитекторов великих западных систем.

Повсеместно распространенное в Китае анимистическое восприятие природы, вера в ее населенность духами или душами, придало китайской астрономии особый характер. На Западе такие воззрения не то чтобы являлись новинкой, но были значительно менее структурированы с точки зрения образовательных программ. На уровне конкретики мы сталкиваемся здесь с такими китайскими доктринами, согласно которым на Солнце будто бы обитает петух, а на Луне – заяц. Заяц сидит под деревом и толчет в ступке снадобья и т. п. На более абстрактном уровне бытовала пресловутая всеохватная доктрина инь и ян. Эту некую форму космологии в рамках аристотелевского стиля мышления можно было бы переформулировать в том смысле, что инь предполагает ян. Как почти все в Китае, ее происхождение тесно связано с нуждами политического управления. До начала правления династии Хань (207 г. до н. э. – 9 г. н. э.) в Китае, в интересах установления более эффективного государственного контроля, предпринималось множество весьма жестких попыток объединить враждующие философские школы, успевшие развиться за столетия предшествующей истории. Например, один из выпущенных тогда законов запрещал даже упоминание имен Конфуция, Лао-Цзы и Мо-Цзы. Во время правления Хань применили другой подход – сделали попытку примирить враждующие школы посредством объединения их в единую систему. Философы Хань сосредоточили свое внимание на так называемых Пяти классических трактатах, особенно на «Ицзин» («Книге перемен»), из которой они намеревались извлечь единый великий принцип, лежащий в основе всего мироздания. В результате к «Ицзин» отдельным приложением была добавлена новая доктрина. Она и положила начало тому, что в китайской мыслительной традиции именуется школой инь-ян.

Школа инь-ян придерживалась взглядов, согласно которым общий принцип, управляющий мирозданием, – Тао – разделен на два противоположных начала – инь и ян. К ним можно свести все постижимые противоположности. Эти начала используют пять материальных первоэлементов – У-син. Предполагается, что с помощью этой концепции можно объяснить все явления – движение звезд, свойства продуктов и снадобий, функции тела, эмоциональные качества музыки, моральные черты индивидов и даже исторические процессы. В рамках этой доктрины, где можно обнаружить интересные параллели с определенными аспектами философии XIX и XX вв., в особенности с появившимися под влиянием гегельянства, было выдвинуто предположение: все вещи могут быть тем или иным образом связаны друг с другом. Из этого нетрудно прийти к выводу, что звезды можно использовать для определения хода будущих событий, включая государственные дела. Таким образом, астрологи оказались весьма востребованными. Разработанные технические приемы магического предсказывания и по сей день продолжают пользоваться огромным влиянием – как на Востоке, так и на Западе. Не углубляясь в примеры тривиального применения доктрины инь и ян (женское и мужское, Луна и Солнце, ночь и день, тьма и свет, завершенность и развитие, подчиненность и доминирование и т. п.), мы должны отметить, что она как минимум дала начало мировосприятию, оказавшемуся в высшей степени восприимчивым к идеям, вышедшим из Индии и затем распространившимся на Запад. Например, индийские представления о цикличности мира хорошо сочетались с представлениями о том, что инь и ян циклично и непрерывно порождают друг друга, поддерживая цикл вечного перевоплощения.

Китайцы редко рассуждали в категориях, предполагающих существование бога вне мира – бога как всевышнего творца. Их верховным богом было небо, и император являлся сыном Неба и высшим представителем государственной религии. Наиболее значимое жертвоприношение Небесам осуществлялось в ночь зимнего солнцестояния, когда предполагалось, что ян начинает наращивать свое величие после достижения предельного упадка. Конечно, существовало множество других имперских ритуалов. Без сомнения, их перечень, содержащийся в книге «Чоу ли», датируемой II в. до н. э., может многое сообщить об обстоятельствах их длительного развития. Задачи императорского астронома и императорского астролога отличались друг от друга. Наблюдения за планетами находились в компетенции второго ведомства – например, слежение за двенадцатилетним циклом Юпитера; считалось, что он соотносится с циклом обращения добра и зла в мире. Как и в других культурах, астролог следил за погодой. В данном случае наблюдались цвета пяти видов облаков, направление семи ветров и т. д. В течение более чем двух тысячелетий эти чиновники (передающие свою должность по наследству) руководили правительственными учреждениями с внушительным штатом. Они были хранителями времени с точностью до часа, и китайцы разработали целую серию конструкций водяных часов, отдельные экземпляры которых представляли собой крайне сложные гидромеханические установки, приводившие в движение астрономические и другие механизмы силой давления воды. Считается, что первым человеком, придумавшим устройство для приведения в движение армиллярной сферы с помощью водяного колеса так, чтобы она вращалась синхронно с небом (это сделано ок. 132 г. н. э.), был Чжан Хэн. Впоследствии в это изобретение время от времени вносились отдельные усовершенствования.

Ко времени Северной династии Сун (960–1126) в ее столице независимо существовали две обсерватории, одна императорская, а вторая принадлежала Академии Ханьлинь. Каждая из них была оборудована водяными часами и инструментами для проведения наблюдений. Предполагалось, что обе группы астрономов будут осуществлять наблюдения независимо друг от друга, а затем сравнивать получившиеся результаты. Когда в 1070 г. Пэн Чэн стал придворным астрономом, он обнаружил: в течение многих лет обе группы астрономов просто копировали отчеты друг друга, а иногда даже не наблюдали, а брали положения небесных тел из старых таблиц. Его преемник Шэнь Ко с удивлением открыл, что инспекторы государственных контрольных служб оказались ничуть не более компетентными, чем их предшественники.

Поскольку календари являлись важным символом династической власти и часто полностью пересматривались со сменой династий, старые календари были материалами, чувствительными с точки зрения политкорректности, и, вероятно, именно этим объясняется то, почему старые астрономические документы сохранились в таком малом количестве по сравнению, например, с математическими материалами. Соблюдение секретности считалось одним из категорических требований, из чего становятся понятны затруднения, с которыми столкнулись иезуитские миссионеры, посетившие Китай в конце XVI в. Политическая значимость календарей предполагала, что их следовало изготавливать в большом количестве: в период между 370 г. до н. э. и 1851 г. н. э. было выпущено не менее 102 вариантов, и во многих из них, помимо материалов, касающихся Солнца и Луны, имелись таблицы звезд и планетные эфемериды, а это позволяет использовать их в качестве превосходных исторических индикаторов прогресса в области астрономической теории. Как мы увидим далее, некоторые из этих многочисленных календарей являлись не более чем слегка модифицированными версиями предыдущих. Условно говоря, у них просто менялся титульный лист.

Начиная с IV в. до н. э. стал намечаться постепенный рост количества работ, посвященных видимому миру звезд и их групп. Хотя в Китае отсутствовали универсальные космологические системы западного типа, там существовали вполне примитивные космологические изображения, выходящие за пределы противопоставления инь и ян. Например, в космологии Гай Тянь, точная дата происхождения которой не определена, хотя известно, что она появилась не позднее IV в. до н. э., небо изображено в виде чашеобразной полусферы, размещенной над полусферической Землей, напоминающей по форме обтесанный куб. Такой порядок компоновки, вполне вероятно, мог быть почерпнут из вавилонских источников. В VI в. н. э. эта тема стала изучаться более подробно (хотя и не везде), и иногда на рисунки даже ссылались, оценивая размеры чаши, хотя делалось это весьма произвольно.

Древнейшее сохранившееся китайское описание неба в виде правильной сферы составил Чжан Хэн в конце I в. н. э. Ее окружность была разделена на 365¼ части, где каждая часть обозначала отрезок, преодолеваемый Солнцем за один день. Это соответствовало продолжительности года, хорошо известной по меньшей мере уже с XIII в. до н. э. Еще до Чжана существовала философская школа Сюань, учившая, что небеса простираются в бесконечность, и начиная примерно с XII в. эти взгляды обрели горячую поддержку в неоконфуцианской философии. Это хорошо сочеталось с буддийскими воззрениями и не находилось в прямом конфликте с положениями о сферичности мира, как это излагалось в космологии Гай Тянь. При этом существовала еще одна теория: Солнце, находящееся на меридиане, удалено от нас на расстояние, в пять раз превышающее то, на котором оно пребывает во время восхода и заката, таким образом, предполагалось, что небо представляет собой сильно вытянутый эллиптический купол.

Существовали и другие «философские» системы с космологическими воззрениями, но для понимания того, что они из себя представляли, достаточно всего лишь провести параллели с происходившим в Греции в тот же самый период. В отличие от платоновского и аристотелевского учений, китайское мышление было не столько философским, сколько историческим. Широко известный и весьма авторитетный специалист по истории науки Китая Джозеф Нидэм выдвинул предположение, что причиной этого служит отсутствие в китайской религии законодателя в человеческом обличье, поэтому китайцы по самой своей природе не могли мыслить в категориях законов природы. Важным примером сочинения, написанного в исторической манере, является «Шицзи» Сыма Цяня. В одной из глав этой книги приводится обзор современных астрономических учений и большого числа естественных метеорологических явлений. Эта работа ни в коей мере не является уникальной. Существует двадцать восемь общепризнанных династических историй Китая, и очень многие из них содержат астрономические главы, в которые часто включались астрологические предзнаменования с прогнозами на будущее, составленными для государств. Обычно они содержали инструкции по расчету планетных положений с помощью весьма приблизительных (синодических) периодов, а также простейшие инструкции по расчету лунных затмений. Вскоре мы увидим, что астрономическая стилистика стала весьма существенно меняться по мере того, как начиная с I в. н. э. в ней все чаще стало использоваться понятие эклиптики.

Предыдущие поколения западных историков почти не обращали внимания на китайские традиции в области математической астрономии, частично из‐за отсутствия интереса к ним, но частично и из‐за того, что считали их примитивными, сильно отличавшимися (как они полагали) от более последовательной западной традиции, черпающей свои истоки на Ближнем Востоке и в Древней Греции. Однако при дворе Восточной династии Хань (25–220 гг. н. э.) жил специалист в области математической астрономии, о котором после его смерти почтительно отзывались как о человеке, не имеющем себе равных «со времени Лю Синь». Этим новым гением был Лю Хун (ок. 135–210 гг. н. э.); его выдающийся предшественник Лю Синь (ок. 50 г. до н. э. – 23 г. н. э.) создал систему математической астрономии и космологии, известную как Саньтун ли; а Сюй Юэ – автор, столь лестно отозвавшийся о Лю Хуне, – сам являлся заслуженным математиком и астрономом.

Лю Хун – первый китайский астроном, оставивший после себя законченную теорию движения Солнца и Луны: ее можно обнаружить в, по-видимому, полностью сохранившемся тексте, известном как «Цянь Сян ли». В нем этот астроном рассматривает движение Луны по широте и некую «неодинаковость», посредством которой надлежит корректировать ее движение по долготе. В данном случае для того, чтобы провести сравнение между Китаем и Западом, мы должны быть очень внимательны в терминологии. Начиная с Птолемея вплоть до относительно недавнего времени солнечное, лунное и планетное движения рассматривались преимущественно по отношению к эклиптике. Именно так обстояли дела к западу от Китая. Таким образом, неравенство (или аномалия, или уравнение) служило средством подгонки под равномерное движение вдоль эклиптики. Однако китайцы начали соотносить почти все небесные явления с экватором, поэтому они считали вполне естественным применять все корректировки к экваториальному движению. Лю Хун мыслил по-своему и ввел моду на рассмотрение движения Солнца и Луны относительно эклиптики. При этом предполагалось, что Солнце движется с постоянной скоростью, а Луна – нет.

В трактате Лю Хуна предлагается ряд вычислительных правил, предназначенных для проведения требуемых расчетов, но не содержится ни доказательств справедливости этих правил, ни объяснений того, каким образом были получены вспомогательные данные. Он начинает с определения отправной точки – эпохи, в которую все элементы системы имели простые исходные значения. Затем он определяет набор констант, регулирующих изменения, происходящие с течением времени; он выбирает в качестве основной единицы времени день, определяемый по Солнцу, с началом в момент полуночи. (Безусловно, к тому времени уже существовали надежно отработанные календарные системы, учитывающие месяцы и годы; к ним легко было применить его параметры.) В двух случаях – для скорости Луны и для лунной широты – он прилагает таблицы, где соответствующие значения приводятся с суточным интервалом. Его движения основаны на определенных допущениях об их циклической природе, начиная с вычисленного им «Абсолютного Начала», которое он относит к дате, эквивалентной 21 января 7172 г. до н. э. В итоговой части книги он излагает свои не подкрепленные доказательствами правила для вычисления лунных положений по долготе и широте, а также лунных фаз и затмений. Если воспользоваться ими, то можно убедиться, что для широты они дают почти идеальную синусоидальную кривую, хотя он исходит из завышенного значения наклона лунной орбиты к эклиптике (6°).

В течение четырехсот лет своего существования династия Хань санкционировала множество различных астрономических систем. Во времена Лю Хуна была принята система, торжественно одобренная в 85 г. н. э. В помощь осуществлению календарной реформы, которая проводилась в этот год под наблюдением Чиа Куэя, организовали прения между астрономами и сконструировали новые инструменты – например, приспособление для измерения наклона эклиптики. Новая система просуществовала почти до конца Восточной династии Хань, когда Лю Хун написал свой «Цянь Сян ли». Как только династия Хань распалась на так называемые Три Царства, южное царство У (220–280 гг. н. э.) приняло эту систему и придерживалось ее до тех пор, пока, наконец, не было присоединено ко вновь объединившемуся (хотя и не надолго) Китаю под управлением Янь.

В начале IV в. н. э. астроном Юй Си (наиболее активный период деятельности которого пришелся на 307–338 гг.) открыл изменение долгот звезд (то самое «предварение равноденствий») и, похоже, сделал это независимо от западной традиции изучения этого явления, впервые обнаруженного Гиппархом. Однако в общем и целом китайская астрономия, и это было ее характерной чертой, продолжала оставаться лишь набором данных, а вопросы усовершенствования математической теории занимали в ней второстепенное место. Другими словами, Лю Хун являлся довольно нетипичным представителем этой профессии. В основном же приветствовалось накапливание простых закономерностей, и когда в каком-то частном случае они нарушались, наблюдалась тенденция рассматривать эту ситуацию как «необычную», и это помечалось соответствующим образом. (В этой связи можно поразмышлять о роли чудес в религии как способе объяснения того, что представляется иррациональным.) Многие китайские авторы искушали своих читателей верой в следующее: поскольку мир преисполнен всякого рода подобиями, то реальность настолько тонка и неуловима, что ее невозможно подчинить общим законам. Другие искали объяснение в астрологических умопостроениях или проявлениях императорской благодати.

Эти подходы имели как минимум одно очень благоприятное последствие. В западной астрономии к явлениям, не поддающимся быстрому объяснению в рамках существующих законов (таким, как кометы, вспышки новых звезд или необычный вид Солнца), относились с гораздо меньшим интересом, чем к объяснимым феноменам. С другой стороны, китайцы, с их историко-ориентированным сознанием, сохранили детальные и обширные отчеты о подобных явлениях, зачастую приукрашенные описаниями событий, на деле не происходивших. Будучи должным образом обработанными, эти отчеты впоследствии подтверждали – и продолжают подтверждать – важность источников, содержащих астрономическую информацию. Солнечные пятна, которые для европейцев стали одним из телескопических открытий XVII в., наблюдались в Китае уже во времена Лю Синя в 28 г. до н. э., а возможно и задолго до этого. Между указанным годом и 1638 г. н. э. в официальных историях сделано более ста записей с упоминанием о солнечных пятнах, а в местных протоколах – и того больше. Китайцы овладели искусством рассматривания Солнца сквозь закопченный кристалл или через нефрит; кроме того, это можно было делать во время легкого тумана и пылевых бурь. Интересно отметить, что когда Томас Хэрриот впервые направил свой телескоп на Солнце, он также использовал преимущества, предоставленные естественным туманом, ослабившим интенсивность солнечного света.

Затмения – лунные и особенно солнечные – были очень важны для корректировки китайского календаря и, кроме того, рассматривались как предвестники земных событий. Нетрудно догадаться, почему те из них, которые не удалось предвидеть, считались более важными, чем предсказанные, и, по всей видимости, ошибочные прогнозы не обескураживали астрономов, стремившихся предсказать гораздо больше затмений, чем могло произойти на самом деле. Если объявленное затмение не наступало, то это объяснялось тем, что оно было предотвращено властью императора. Два трактата, являющиеся частью династических историй, – «Трактат о пяти элементах» и «Астрологический трактат» – содержат записи о сотнях солнечных затмений. Они, как правило, немногословны, и, вероятно, около четверти из них относятся к событиям, которые не могли произойти в принципе. Высказывалось предположение, что это последнее обстоятельство, равно как отсутствие описания затмений, которые должны были наблюдаться в столице Китая почти со стопроцентной вероятностью, могли быть частично обусловлены политическими мотивами. К III в. н. э. технические приемы предсказания затмений позволяли получать довольно надежные результаты, и к X в., похоже, их усовершенствовали настолько, насколько это вообще было возможно в то время. Наблюдения лунных затмений стали осуществляться относительно поздно, приблизительно около 400 г. н. э., и это вызывает определенное удивление ввиду сохранившихся несколько более ранних текстов, где приводятся методы их предсказания.

Наиболее ранние методы предсказания затмений основывались на анализе предыдущих наблюдательных данных, проводимом в надежде, будто таким образом могут быть обнаружены циклы затмений. У нас уже была возможность убедиться в том, что вавилоняне выявили один цикл, полезный для предсказания лунных затмений, сегодня обычно называемый саросом, – это 223 синодических месяца. Китайские астрономы предпочитали пользоваться циклом из 135 синодических месяцев. С другой стороны, к III в. н. э. уже обнаружили и другие технические приемы. Их применили в календаре «Цзинчу ли», составленном астрономом Яном Вэем. Он был принят династией Вэй в 237 г. н. э. и использовался вплоть до эпохи династии Лю Сун, которая начала править в 444 г. В нем предполагалось, что и солнечные, и лунные затмения случаются, когда оба светила находятся в пределах 15° от узла (или узлов) лунной орбиты. (В случае солнечного затмения светила должны располагаться вблизи одного узла; в случае лунного – вблизи противоположных узлов.) Календарь позволял предсказывать такие характеристики затмения, как максимальная фаза, продолжительность и позиционный угол.

Со временем, когда стали приниматься во внимание лунный параллакс и неравномерности движения Солнца и Луны, точность предсказаний повысилась. Во время правления династии Сун (960–1279) в базовые правила по разным причинам внесли несколько мелких исправлений, однако в начале следующей династии Юань был создан календарь (также содержащий правила расчета затмений), который продолжали использовать почти без изменений с 1279 г. вплоть до конца правления династии Мин в 1644 г. Этот календарь основан на системе Го Шоу-цзина; ее изложение можно найти в его трактате «Шоуши ли» («Календарь, задающий сезоны»). Календарь, построенный в рамках этой системы, позволял предсказывать время соединений, продолжительность затмения и его главных фаз как для Луны, так и для Солнца. Чтобы дать ориентировочное представление о нем, мы можем сказать: ошибка в предсказании момента начала затмения в период с 400 по 1300 г. постепенно уменьшалась, начиная с трех часов и заканчивая примерно двадцатью минутами. Дальнейшего прогресса в точности не наблюдалось вплоть до прибытия иезуитов с их более точными западными методами и параметрами. Вавилоняне в течение последних семи столетий до начала нашей эры предсказывали лунные затмения с точностью до часа, а солнечные – до двух часов.

В Китае существовала давняя традиция изготовления звездных карт. Это и не удивительно, если принять во внимание, что небесные знамения интерпретировались в зависимости от того, в какой области звездного неба они наблюдались, и каждой из областей соответствовала своя земная территория, включая иностранные земли, провинции, города и даже различные части Императорского дворца. Одно из наиболее известных изображений сегментированного неба обрамлено двумя цепочками звезд, напоминающими по виду стены Императорского дворца, заключающего в себе Пурпурный запретный город. Территориальная привязка могла учитываться в отношении солнечных гало, солнечных пятен, цвета облаков, полярных сияний или почти любого другого астрономического или метеорологического явления, в особенности перед сражением. Сохранилось несколько образцов погребального инвентаря, содержащих изображения отдельных участков неба, и, по-видимому, они тоже несли в себе региональные коннотации. (Например, на ил. 73 показан образец с изображением общезначимого созвездия Большая Медведица.)

73

Крышка коробки с изображением Большой Медведицы, окруженной метками положений двадцати восьми лунных дворцов. Обнаружена в 1987 г. в гробнице высокопоставленного сановника периода Сражающихся царств (ок. 433 г. до н. э.). Медведица располагается недалеко от Северного полюса мира, и в течение года ее хвост обращается вокруг полюса, указывая на смену сезонов (если наблюдать его в одно и то же время суток). Каждый сезон соответствует определенному «небесному дворцу», состоящему из семи лунных дворцов.

Существовали и звездные каталоги, которые появились по меньшей мере не позднее IV в. до н. э., когда Ши Шэнь, Гань Де и У Сянь составили свои списки звезд. Результаты труда этих трех астрономов продолжали использоваться в течение тысячи лет, и лишь спустя семьсот лет Чэнь Чжо объединил их в единую звездную карту; Цянь Лэчжи последовал его примеру, составив в V в. планисферную звездную карту. На его карте звездам были присвоены определенные цвета, помечающие их принадлежность к той или иной астрономической традиции. (У нас нет прямых источников, непосредственно свидетельствующих о точной деталировке самых ранних карт, но высказанное выше утверждение будет разъяснено в конце этого раздела.) Будучи сложенными вместе, эти три списка насчитывали в совокупности 1464 звезды, объединенные в 284 группы под названием «трон». Переводить этот термин как «созвездие» было бы не совсем корректно. Можно сравнить приведенные числа с «Альмагестом» Птолемея, где 1022 звезды распределены всего лишь по 48 созвездиям. В древних каталогах перечислялись названия «тронов», количество звезд в них, положение самой слабой звезды в группе по отношению к главной звезде и координаты главной звезды. Это были координаты экваториального типа, но не те, что применялись в западных странах. В каталогах использовалась определенная разновидность прямого восхождения, измеряемая в китайских градусах (но с отсчетом от первого сю, лунного дворца, где находится звезда, а не от точки весеннего равноденствия) и полярное расстояние (а не склонение). Интересно отметить, как такой тип деятельности отразился на стилистике изготавливаемых инструментов. Китайские астрономы традиционно использовали не небесные глобусы с их сплошной поверхностью, а армиллярные сферы. Конечно, последние могли использоваться (и использовались) при проведении наблюдений, но, вероятнее всего, в большинстве случаев армиллярные сферы применялись только для демонстрационных целей. По всей видимости, цельный небесный глобус изготовили только ко времени Цзе Ло-цзи, когда удалось составить точные звездные карты. В действительности, в 435 г. н. э. он изготовил и армиллярную сферу, и глобус, в основу которого была положена карта Чэнь Чжо. Одни глобусы изготавливали из дерева, а другие – из металла, но мы знаем о них только по отчетам (в отличие от роскошных образцов глобусов, изготовленных в Китае иезуитами; они дошли до наших дней, и мы еще поговорим о них в дальнейшем).

Экваториальная система использовалась в течение более чем тысячи лет, но сразу же после введения эклиптических координат (пришедших, скорее всего, из Древней Греции через Индию) было сделано одно замечательное открытие, или, скорее, псевдооткрытие. Приблизительно в 725 г. монах И Синь, используя инструменты, изготовленные мастером Лян Лин-цзяном, обнаружил, что координаты звезд отличаются от приведенных в старых списках. Безусловно, причиной большинства несоответствий можно было считать прецессию, но чуть более десяти примеров движения с изменением эклиптической долготы не вполне подпадали под этот случай. Сегодня мы знаем, что, помимо прецессионного, звезды обладают истинным «собственным движением». Этот факт открыл значительно позже Галлей в XVIII в. Указанные собственные движения звезд на небесной сфере являются в основном результатом их движения относительно Солнца. Человек, обладающий пылким воображением, может высказать предположение, будто И Синь «открыл истинные движения» отдельных звезд, поскольку обнаруженные им смещения не могли быть объяснены только медленным прецессионным дрейфом по долготе, однако, скорее всего, большинство (если не все) из отслеженных им эффектов было обусловлено ошибкой его инструмента. Он не предложил никакого систематического объяснения, не высказал никаких утверждений, и его предполагаемое открытие так и не состоялось.

74

Фрагмент бумажной рукописной звездной карты, найденной в пещере в Дуньхуане. Будучи изготовленной, предположительно, в VII или VIII в. н. э., она тем не менее содержит множество вставок, относящихся к более ранним периодам. Звезды раскрашены тремя разными цветами – белым, черным и желтым, в соответствии с тремя предшествующими школами профессиональной астрономии. В левой части фрагмента изображены звезды Пурпурного запретного города и Большой Медведицы (ср. с предыдущим рисунком) – ключевых фигур китайской космологии. Китайцы извечно наделяли Северный полюс мира сакральным статусом центра вращения небес и всегда старались отождествить его с настоящей Полярной звездой, которая, как известно, меняет свое положение с течением времени из‐за прецессии.

Об И Сине рассказывали много историй, составивших ему репутацию мага интеллектуального толка. Поводом для одной из них, найденной в собрании документов, датируемом 855 г. н. э., стало заключение под стражу его друга, которому было предъявлено обвинение в убийстве. Находясь в Храме армиллярной сферы с сотнями своих помощников, И Синь распорядился поймать семь свиней и опустить их в котел. Спустя некоторое время император пришел в негодование, поскольку глава Астрономического отдела неожиданно обнаружил, что с неба исчезло созвездие Большая Медведица. Тогда И Синь сказал, что он может припомнить только одно аналогичное происшествие, случившееся в очень далекие времена, когда однажды с неба неожиданно пропал Марс. Он интерпретировал это неприятное событие как грозное предзнаменование, предвещающее либо жестокий мороз, либо засуху, но добавил, что все это можно предотвратить, если император последует буддийским наставлениям и объявит всеобщую амнистию. Амнистия действительно вернула звезды на небо; а когда открыли котел, то обнаружили, что свиней там нет. Если не принимать в расчет несомненные таланты этого астронома, сам факт того, что эта история рассказывалась как в высшей степени достоверная, позволяет яснее осознать различие между китайским и западным стилями манипулирования астрономическими данными в этот период.

Тексты – это одно, а артефакты – совсем другое, но звездные карты могут быть прочитаны и в том и в другом ключе. Самый древний известный нам рукописный экземпляр полной карты звездного неба обнаружил сэр Марк Аурель Стейн в 1907 г. Сейчас он находится в Британском музее. Эту карту нашли захороненной вместе с богатой коллекцией всевозможных не связанных с нею материалов в пещере в пустыне недалеко от оазиса Дуньхуан (или Туньхуан), служившего в древности западными воротами в Китай на Великом шелковом пути. Она изготовлена на бумаге и представляет собой схематическое изображение 257 «тронов», насчитывающих 1585 звезд, что значительно превосходит количество звезд, представленных в «Альмагесте» Птолемея. Многие звезды трудно разглядеть невооруженным глазом. (Ил. 74 дает общее представление о том, как изображались звезды на этой карте.) Дата возникновения этого документа постепенно отодвигается современными учеными во все более и более далекое прошлое: Джозеф Нидэм предположил, что он возник в 940 г. н. э., другие исследователи сместили датировку назад более чем на два столетия, а затем Жан-Марк Бонне-Бидо и Франсуа Прадери высказали предположение о его возникновении не позже начала правления династии Тан (618 г. н. э.). Основанием для этого смелого утверждения стало некоторое стилистическое сходство карты с «Юэ лин» («Ежемесячник указов Цоу») – астрономическим текстом, датируемым, предположительно, не позднее чем 300 г. до н. э.

Китайская астрономия была в высшей степени однородна: спаянная единством языка и письма, она по праву считается порождением единой национальной общности. Время от времени, как принято считать, она обогащалась благодаря контактам с астрономами из стран, находящихся к западу от Китая, и достигла Японии между VI и VIII вв. с отдельными заимствованиями из корейской астрономии. Можно предположить, что на ранних стадиях она контактировала с Вавилоном, поскольку в середине первого тысячелетия до н. э. китайцы ввели в употребление счет дней, кратный шестидесяти. Персидские астрономы, несомненно, посещали Китай в VIII и IX вв. н. э. и принесли с собой вавилонские и греческие методы вычислений. В это время произошли масштабные политические изменения, которые в итоге подточили многовековую пирамиду власти с императором на вершине и родовыми кланами аристократов-землевладельцев непосредственно под ним. Несмотря на всю сложность системы сдачи экзаменов, элитные государственные должности были, на деле, доступны только высшим слоям общества, и система не поощряла высокой предприимчивости. В течение трех столетий династия Тан постепенно приходила в упадок, пока не превратилась в несколько враждующих царств. С появлением северной Империи Сун (960–1126) возникло что-то очень близкое к новому «единому государству». Налогообложение ослабило старые родовые кланы; центр экономической власти переместился с севера (из древнего центра цивилизации народа Хань) к низовьям долины Янцзы; и общество стало более открытым для нововведений.

75

Астрономические водяные часы, изготовленные по рекомендации крупного государственного чиновника и ученого Су Суна, постройка которых завершилась в 1095 г. На рисунке (слева) показаны водяное колесо и передаточный механизм, а также лестница, ведущая на крышу, где была установлена армиллярная сфера. Само строение (справа) достигало семи или восьми метров в высоту; армиллярная сфера добавляла еще около трех метров. Из третьей главы работы «Сиисян Фаяо» (1092).

Эта ситуация отразилась и на астрономическом наследии. У второго императора Империи Су, как известно, имелась большая астрономическая библиотека, и одна из содержащихся в ней работ, дошедшая до наших дней, заслуживает особого интереса, поскольку она, по всей видимости, синхронно воспроизводила греческую и арабскую традицию имитации космоса с помощью водонапорных механизмов. Эти «астрономические часы» описаны в работе «Сиисян Фаяо» («Новая конструкция армиллярной сферы и небесного глобуса, 1092 г.»), принадлежащей Су Суну (1020–1101). Он был первым членом тайного совета во время сложного политического периода и являлся ответственным за реализацию широкого имперского плана по собиранию медицинских сочинений и опубликованию классиков древней медицинской литературы. Между 1088 и 1095 гг. в городе Кайфын в провинции Хэнань, ставшем затем столицей империи, под его руководством построили часы (ил. 75) с регулятором хода, в которых использовалась техника опрокидывающегося ковша на цепной передаче. Кроме прочего, описание механизма включало звездную карту, составленную на основе нового обзора неба (уместно отметить, что это самая древняя из всех сохранившихся печатных карт). Поскольку большое количество китайских учений распространялось через книги, отпечатанные с помощью деревянных форм, нет ничего удивительного в том, что этот носитель информации сохранил доказательства существования в том числе и звездных карт. На ил. 76 изображен экземпляр, относящийся к концу XI в.

Ученым с еще более весомой репутацией, служившим тому же императору и ставшим его поверенным, но умершим в опале, был Шэнь Ко (1031–1095). Он считался хорошим математиком, умевшим применять математические методы к решению многих физических проблем – например, в музыке и гармонике – и сделавшим многое для применения математики в астрономии. Особого интереса заслуживает то, что в отличие от китайских астрономов раннего периода, которые, подобно древним вавилонянам, использовали для объяснения попятного движения планет преимущественно арифметические методы, Шэнь Ко предложил геометрическую модель. Если судить по греческим меркам, можно было бы усмотреть в этом попытку создания примитивной теории, но данный пример служит, скорее, напоминанием о том, что выбор кругового движения в качестве единственно возможного отнюдь не являлся общеобязательным для всех народов. Как полагал Шэнь Ко, каждая планета движется по кругу до тех пор, пока не достигнет «ивового листа» своей траектории, который может быть как внутри, так и снаружи главной орбиты, а затем она начинает двигаться окружным путем, пока снова не вернется на главную траекторию (ил. 77).

76

Звездная карта из работы «Сиисян Фаяо», охватывающая половину небесного глобуса. Экваториальные координаты звезд нанесены по принципу прямоугольной системы координат, наподобие проекции Меркатора. Центральная горизонтальная линия соответствует небесному экватору, а дуга над ней – половине эклиптики. Вертикальные линии делят карту на четырнадцать сю, составляющих половину двадцати восьми лунных дворцов.

Когда-то одной из обязанностей Шэнь Ко при дворе было слежение за улучшением инструментов, включая гномон (предназначавшийся для проведения измерений во время солнцестояний) и армиллярную сферу. Для юстировки полярной оси последней использовали слабую звезду, расположенную рядом с небесным Полюсом мира. Поскольку ее положение не совпадало в точности с полюсом, то каждую ночь она описывала небольшую круговую дугу. Для наблюдения этой тусклой звезды Шэнь Ко изготовил трубу такого размера, чтобы видимый через нее участок неба, при фиксированном ее положении, имел такой же размер, как дуга траектории, описываемая звездой. Это была одна из звезд, использовавшихся в качестве «полярных». Медленное изменение положений звезд в результате прецессии, без сомнения, вынуждало людей время от времени отказываться от одной звезды и выбирать другую. Примечательно следующее: очень многие звезды имеют в китайском языке названия, свидетельствующие об их использовании когда-то в качестве полярных; начало этой традиции восходит по меньшей мере к третьему тысячелетию до н. э. Во времена Шэнь Ко этой звездой (по современной номенклатуре) была 4339 Жирафа. В V в. она отстояла от истинного полюса чуть больше, чем на один градус, но Шэнь Ко в свое время определил это расстояние как превышающее три китайских градуса (каждый из которых, как упоминалось ранее, равнялся 360°∕365,25), и это вряд ли можно считать удовлетворительным результатом.

77

Модель «ивового листа» Шэнь Ко, объясняющая попятное движение планет

Другое нововведение Шэнь Ко – удаление из армиллярной сферы кольца, отображающего лунную траекторию, поскольку невозможно было изготовить его таким образом, чтобы оно воспроизводило обратное движение лунных узлов. Такие изменения не являлись революционными, но они позволили упростить систему, истощенную многовековой традицией. То же самое можно сказать и о запланированной им реформе календаря (если бы она состоялась). Вместо практиковавшегося с давних времен лунно-солнечного календаря он предложил использовать только солнечный. Ученый проявил проницательность, полагая, что это может быть воспринято как святотатство, и радикальная реформа календаря так и не была осуществлена вплоть до середины XIX в. И даже тогда, будучи введенной после восстания тайпинов, она оказалась недолговечной. В итоге в 1912 г. Китай принял западный (григорианский) календарь, но в основном для общественных нужд.

Период монгольского нашествия, называемый в Китае временем правления династии Юань, длился с 1260 по 1368 г. и стал свидетелем обновления астрономических норм в результате персидского и арабского влияний. Величайшим китайским астрономом этого периода был Го Шоу-цзин (1231–1316) – прекрасный математик и, кроме того, разработчик конструкции сложно устроенных водяных часов. Мы уже упоминали его имя в связи с теорией затмений и его важным трактатом «Шоуши ли», легшим в основу календаря, принятого новой династией. Восхитительная армиллярная сфера, изготовленная под его руководством для широты Пиньяна в Шаньси около 1276 г., дошла до наших дней, хотя и не в оригинальной форме, а в виде копии, датируемой 1437 г. Сохранилась также башня Джоу-гун – строение, возведенное Го Шоу-цзином около 1276 г. (реставрирована в эпоху династии Мин). Она предназначалась для измерения длины тени, отбрасываемой Солнцем от 12‐метрового гномона, посредством чего можно определять моменты солнцестояний. Этот величественный инструмент был снабжен 36‐метровой каменной шкалой, по всей длине которой тянулся желоб с водой для контроля правильного уровня. Как обычно, приоритетным направлением исследований являлись систематические наблюдения, а потребность в создании новых или усовершенствовании старых теорий была невелика.

В течение периода, называемого в Европе поздним Средневековьем, когда западная астрономия быстро набирала силу, положение дел в Китае отчетливо демонстрировало признаки упадка. Изделие отменного качества, свидетельствующее о высокой квалификации китайских мастеров – большая армиллярная сфера, изготовленная из бронзы и украшенная львами, драконами и другими символическими изображениями – стала высшим достижением китайской астрономии, пришедшимся на время правления династии Сун в XI в. Падение столицы под натиском чжурчжэней положило конец этому периоду высокого практического мастерства. Для общего пользования изготавливались инструменты разных типов. Например, водяные часы разнообразных инженерных конструкций, и даже благовонные часы, в которых время измерялось по выгоранию благовоний, забитых в спиральные пазы или в желобок, имеющий форму сложного лабиринта, но привлечение астрономических знаний для определения времени осталось на уровне примитивных солнечных часов. Династия Мин (1368–1644), сделавшая так много в области искусства, не оставила бы ничего памятного с точки зрения серьезной астрономии, если бы не один замечательный исторический эпизод – посещение Китая иезуитами. Это станет предметом нашего рассмотрения в последних разделах.

В древней японской мифологии главную роль играет богиня Солнца Аматэрасу. Ее брат, бог Луны Цукиеми, не столь значителен по положению, если не принимать во внимание нескольких историй о появлении японского архипелага, который обязан своим рождением союзу Солнца и Луны. Звезды, по всей видимости, занимают еще менее влиятельное положение. Сохранились ранние свидетельства о празднествах, посвященных отдельным звездам, но эта идея, скорее всего, пришла из Китая: письменные упоминания об этом начинают увеличиваться в числе со времени укоренения буддизма, пришедшего из Китая в VI в. н. э. Это культурное вторжение немедленно вызывает в Японии споры об отношениях между старыми японскими богами и богами буддийского пантеона. Наиболее разительные параллели наблюдались между японской богиней Солнца и солнечным мифом, связанным непосредственно с Буддой. В результате появилось представление о Будде Вайрочане (Лучезарном), которое продолжало использоваться в японских богослужениях вплоть до XIX в., когда его запретили.

Корея была, во многих отношениях, перевалочным пунктом китайской астрономии на ее пути в Японию. Случай, хорошо иллюстрирующий характер стихийного дрейфа идей через Азию, завершившийся морским путешествием в Японию, берет начало в VIII в., когда на службу в национальную обсерваторию Тан поступили специалисты, представлявшие как минимум три индийские школы. В VII и VIII вв. два индийских астронома – Цюйтань Ло и Гаутама Сиддхартха – сумели дослужиться до поста директора Управления астрономии Китая. В 729 г. ввели в употребление новый календарь – «Даянь ли», разработанный И Синем. Спустя три года индийский астроном Цюйтань Чжуань, полагавший, что его ученое мнение также должно приниматься в расчет, организовал при дворе диспут по поводу точности календаря. Он обвинил автора календаря в незаконных и к тому же ошибочных заимствованиях из индийских источников. Таким образом, устроили конкурс между тремя календарями – индийским (Наваграха, известным в Китае как «Цзючжи ли»), а также старой и новой версиями китайского календаря. В ходе конкурса было доказано, что лучшим является «Даянь ли». Поэтому индийский «Цзючжи ли» не оказал почти никакого влияния на официальную китайскую практику, однако, несмотря на это, он был принят в Корее и утвердился там на довольно долгое время. Он также, до известной степени, повлиял на корейскую математику, поскольку включал в себя тригонометрические таблицы и руководства по их использованию – предмет, в котором индийские астрономы были хорошо подкованы.

После заметной эмиграции из Кореи и Китая в VI, VII и VIII вв. в Японию, там, вслед за астрономией, учредили многие другие технические и научные профессии. До первого знакомства с европейской наукой (1543) японская наука о небе основывалась почти целиком на китайской и корейской традиции. В 607 г., во время правления в Китае династии Суй (581–618), японский император отправил в Китай послов; вернувшись, они рассказали о роли, которую играла астрономия в дворцовой жизни. В течение всего следующего столетия корейские специалисты часто приглашались для обучения своему мастерству в Японию, и по мере того как укоренялись китайские представления о мире, в китайскую модель стали внедряться новые институциональные стандарты. Подобно китайскому Управлению астрономии, японскому «Совету Инь-Ян» вменялось в обязанности заниматься астрологией, осуществлять инь-ян-прогнозирование и изготавливать календари, важные с точки зрения упорядочивания дворцовых церемоний. Нужно признать, что по степени привлечения аналитических навыков последний комплекс задач требовал наибольшей затраты сил и что на шкале человеческой мудрости, принятой в Китае, астрология и алхимия всегда ценились выше всего остального. Даже в период правления клана Токугавы (1600–1867), когда система конфуцианских ценностей сделала японский сёгунат (военное правительство) более восприимчивым к тому, чтобы начать придавать высокое значение математическим аспектам астрономии, наследственные семейства инь-ян-предсказателей продолжали занимать более высокие ступени в социальной иерархии. Это не предвещало ничего хорошего для развития астрономической теории.

До того как военный класс захватил власть, японское правительство было монополизировано наследственной придворной аристократией, которая в конечном счете полностью разрушила бюрократические структуры, заимствованные у Китая, и, таким образом, утвердила свои претензии на абсолютную власть. Наследственная система мало способствовала интеллектуальному прогрессу, и ответственность за астрологию и составление календарей находилась в ведении главным образом двух семейств – рода Абе и рода Камо. Это никак не поощряло развитие научных стандартов, и даже рутинная математическая техника, лежащая в основе составления календаря – довольно простая для любого подготовленного астронома, – стала трактоваться как в высшей степени заумная и сакральная. Однако это компенсировалось одним преимуществом: уберегло календарь от постоянных пересмотров, осуществляемых в Китае веками. В Японии гораздо больший интерес проявляли в отношении благоприятных или неблагоприятных дней, чем в отношении астрономических достоинств календаря. Японцы не изготавливали и не использовали инструменты, сравнимые по качеству с теми, что применялись китайскими астрономами, а в некоторые периоды за частное использование инструментов для измерения времени налагались даже тяжелые правовые взыскания. И все же, по мере того как снижались государственные стандарты, в процедуру составления календаря стали прокрадываться слабые элементы состязательности. Появилось большое количество неавторизованных сельскохозяйственных календарей, а буддийская школа Сукуё до бросила вызов и стала соперничать с дворцовыми вычислителями в вопросах предсказания затмений. В этом можно было увидеть проблеск надежды на будущее дисциплины, но конкуренция не дала почти никаких результатов. Астрономическое знание, будучи почти полностью зависимым от устаревших китайских источников, продолжало постепенно угасать, пока обе культуры не вошли в соприкосновение с новыми видами деятельности, благодаря мощнейшему влиянию, оказанному на них европейской традицией в XVI в.

Иезуиты, или члены Общества Иисуса, представляли орден, основанный Игнатием Лойолой. Будучи обращенным в веру во время лечения ранения, полученного в бою, он собрал вокруг себя нескольких товарищей и создал религиозный орден, получивший в 1540 г. одобрение папы Павла III. По стилю организации орден многое заимствовал от жесткой дисциплины военного образца, но значительное число его членов вскоре стали считать себя интеллектуальной элитой. Они практически сразу открыли миссионерскую деятельность во всех частях света, и первым значительным предприятием такого рода стало путешествие Франсуа Ксавье в Индию и Японию (1541–1552). Следующим шагом стало основание крупной католической миссии в Макао – на острове, находящемся неподалеку от юго-восточного побережья Китая, колонизированном португальцами. Эта миссия также была инициирована орденом иезуитов и, после ряда неудач в реализации апостольских намерений, обрела поддержку благодаря имеющимся у миссионеров астрономическим навыкам. И в Японии, и в Китае работа миссионеров имела громадный долговременной эффект, несмотря на то что в 1600–1640 гг. каждого миссионера, прибывавшего в Японию, либо казнили, либо высылали; такая же участь постигла миссионеров, прибывших в Китай в 1665 г. После 1638 г. из всех иностранцев на территории Японии позволялось находиться только китайцам и голландцам; им предписывалось оставаться в городе Нагасаки и заниматься только торговыми делами. Тем не менее приставленные к ним государственные переводчики имели возможность читать западную литературу, и через их посредство западные учения медленно, извилистыми путями просачивались в японскую культуру.

Ксавье высадился в Японии в 1549 г. Несмотря на возникшие вначале языковые сложности, его проповеди в итоге нашли отклик у многих японцев. Он обнаружил в них горячую склонность к изучению космических явлений, таких как планетные движения и расчет затмений, особенно когда они осознали превосходство западных методов над теми, что были получены ими из Китая. Астрономия зачастую становилась средством обращения представителей высших классов в христианскую веру. По мере обращения элит низшие слои общества, подчиняясь освященным веками обычаям, массово следовали их примеру.

Уже в 1552 г. Ксавье стал обучать японцев, рассказывая им о сферичности Земли и других воззрениях Аристотеля. Прекрасную иллюстрацию того, как сами японцы воспринимали эти идеи, можно найти в подробных комментариях к западному трактату, опубликованных около 1650 г. конфуцианским врачом Мукаем Генсё (его книга «Кэнкон Бэсэцу» представляет собой собрание комментариев к космологическому труду, написанному Криштованом Феррейрой). Он сопоставлял взгляды «тех, кто пишет вертикально и ест с помощью палочек» и «тех, кто пишет горизонтально и ест голыми руками». Уроженцы Запада, как он полагал, изобретательны в решении технических вопросов, имеющих отношение к видимым явлениям и практической пользе, но слабы в метафизике, особенно в понимании того, что есть рай и что есть ад. Идеям индусов он придавал только духовное значение, считая во всем остальном их фантастичными и невразумительными. В отношение китайских и японских традиций он остался верен неоконфуцианству, не утратив своего восхищения перед этим учением. Однако, судя по всему, вне зависимости от того, насколько это противоречило его здравому смыслу, и он сам, и другие местные комментаторы научились у западных проповедников многому как поверхностному, так и полезному, в том числе астрономии.

Первым государственным астрономом в японском сёгуне был автор, хорошо разбирающийся в математической астрономии, – Сибукава Харуми, осуществивший первую масштабную национальную реформу японского календаря. Он использовал главным образом китайский календарь «Шоуши ли» (1282), но со ссылками на два других календаря, один из которых составлен китайскими иезуитами – «Ши-сэнь» (1644). Он не проводил новых наблюдений, но обладал достаточной квалификацией для того, чтобы адаптировать календарь к долготе Японии. После долгих дебатов его календарь «Дзёкё» был принят в 1684 г., и Япония наконец обрела то, что могла по праву считать только своим. Будучи во многих отношениях традиционным, этот календарь тем не менее включал в себя несколько оригинальных технических приемов, и когда его представляли на заседании Королевского общества в Лондоне, некоторые его аспекты квалифицировали как весьма небезынтересные, например – методику интерполяции.

Человеком, еще в большей степени ответственным за внедрение в японскую астрономию европейских моделей, был Асада Горю (1734–1799; это его последний псевдоним, а настоящее имя – Аубэ Ясуаки). Являясь членом семейства конфуцианской гражданской администрации в правлении феодального поместья Кицуки, он имел доступ к китайским и иезуито-китайским трудам и заработал неплохую репутацию, когда его предвычисления солнечного затмения 1763 г. оказались гораздо ближе к истине, чем официальные государственные предсказания. Занимая должность медика при феодале, отказавшем ему в просьбе заниматься любимым делом – астрономией, он сбежал в Осаку и, чтобы прокормить себя, стал практикующим врачом в среде обеспеченного купеческого сословия. Кроме того, он учил астрономии, и его школа, использовав новые инструменты (многие из них, включая телескоп, он изготовил самостоятельно), начала сбор новых данных. Их точность оказалась абсолютно беспрецедентной в японской науке того времени. В опубликованной теории планетного движения, основанной главным образом на давно устаревшей системе Тихо Браге, приведены новые параметры, которые Асада и его ученики вывели самостоятельно.

Многие из его учеников – выходцы из класса самураев. Другие феодалы, и даже сам сёгунат, предлагали создать ему максимально благоприятные условия для работы, но неприятные воспоминания о раннем дезертирстве принудили его отклонить все предложения. В последующие годы он участвовал в хорошо налаженном движении по переводу голландских научных работ на японский язык. Он способствовал созданию синтезированной астрономии, что весьма необычно, поскольку она представляла собой смесь теорий из разных эпох с элементами, взятыми из учений Ньютона, Кеплера, Коперника и Птолемея, без каких либо замечаний по поводу хронологической очередности их открытий. Он был алгебраистом по духу и никогда не признавал в полной мере преимущества, предоставляемые геометрическими моделями. Он так и не смог овладеть теорией гравитации Ньютона. Но анализируя имеющиеся у него европейские данные, он разработал некоторое количество полезных технических приемов и способствовал изобретению формулы, позволяющей довольно точно рассчитывать продолжительность тропического года.

Последним великим японским астрономом, работавшим в традиционном стиле и разделявшим стремление Асада поменять направление развития этой науки, был Сибукава Кагесуки (1787–1856). К этому времени от влияния иезуитов почти не осталось следа, но связи с иностранцами могли иметь неприятные последствия для человека, брата которого казнили за помощь, оказанную им одному немецкому путешественнику в нелегальном вывозе из страны запрещенных материалов. Работая в Управлении астрономии, Сибукава имел возможность знакомиться со всей доступной ему зарубежной литературой. Его настойчивые попытки внести поправки в неточные данные, бывшие в ходу в то время (большинство из них сфабриковали астрономы, не испытывавшие потребности в достоверном отображении реальности), достойны драматического пера. В итоге он посвятил свои дни решению технических вопросов. Он понял, что его соотечественники в скором времени сами смогут ознакомиться с доктринами Коперника и Ньютона, и тоже постарался подготовить почву для этого, хотя и без особых симпатий к итоговым выводам этих теорий. «Давайте сначала расплавим математические методы западной науки, а затем отольем их заново в своих традиционных формах», – писал он, используя одну китайскую поговорку.

Маттео Риччи родился в 1552 г. в городе Мачерата в Италии в семье фармацевта. Риччи вступил в орден иезуитов и изучал астрономию (в числе прочих предметов) в Римской коллегии. Из преподавателей колледжа наибольшее влияние на него оказал Кристоф Клавий, друг Галилео Галилея и один из наиболее уважаемых европейских астрономов того времени, не разделявший тем не менее идею Коперника о центральном положении Солнца во Вселенной. В 1577 г. Риччи покинул Рим с иезуитской миссией и, отправившись морем из Лиссабона, достиг сначала Гоа, а затем Макао, прибыв туда в 1582 г. В 1583 г. он добрался до Китая и присоединился к другому иезуитскому астроному Микеле Руджери. Риччи поселился в Чао-Чин в провинции Гуандун, но много путешествовал. Основав несколько миссий в разных частях империи, он, наконец, поселился в Биджине (впоследствии – Пекин) в 1601 г., пользуясь покровительством императора Ваньли. Он пребывал там вплоть до своей смерти в 1610 г.

Завоевав доверие в официальных китайских кругах своим умением разбираться в календарных вычислениях, Риччи и его соратники опубликовали тщательно подобранный сборник европейских материалов, которые аккуратно выбирались таким образом, чтобы продемонстрировать несостоятельность противоречивших им китайских наработок. Это совсем не сложно сделать в области астрономии. Труды Риччи, написанные на китайском языке, посвящены преимущественно теологии и этике, но помимо этого он перевел и издал сокращенный вариант сочинения Клавия об астролябии, календаре, сферической тригонометрии и общих математических вопросах, включая первые шесть книг геометрии Евклида. В этом ему помогал его ученик Сюй Гуанци. Они опубликовали несколько изданий огромной карты мира (179×69 сантиметров), дав китайцам первое представление о взаимном расположении земель и морей на большей части земного шара. В числе прочих полезных астрономических методик, которым учили иезуиты, была новая европейская алгебра, а позже – логарифмы и счетно-логарифмическая линейка для облегчения расчетов.

Нет нужды говорить о том, что влияние, произведенное всей этой деятельностью, оказалось весьма значительным и радикально поменяло направление развития китайской науки, которая практически не эволюционировала до начала правления династии Мин и раннего периода династии Цин. Однако в своих письмах, отправляемых на родину, иезуиты рисовали китайскую науку в радужном цвете. Они создали у европейцев впечатление, будто им удалось открыть великую астрономическую культуру. Что могло произвести на них такое сильное впечатление? Среди прочего они обнаружили в Китае богатый источник потенциально полезной астрономической информации, относящейся к далекому прошлому, которая сама по себе привлекала (и продолжает привлекать) внимание скорее с чисто астрономической, а не исторической точки зрения. Словом, обмены шли в обоих направлениях. Первый телескоп, достигший Китая, привез Иоганн Шрек (отец Теренций) в 1618 г. и передал императору в 1634 г. Шрек был талантливым ученым, состоял в переписке с Галилеем и Кеплером. Это произошло как раз в то время, когда иезуиты начали составлять капитальное изложение современного научного знания (как традиционного, так и западного) – проект, обладавший как научной, так и исторической ценностью, продолжавший успешно реализовываться и в XVIII в.

Судьба иезуитов в Китае резко изменилась в результате политических перемен. Если в начале 1600‐х гг. они находили некоторое сочувствие при дворе Мин, то впоследствии сила их убеждений, похоже, стала иссякать, поскольку в течение следующих двух поколений им удалось обратить в свою веру не более двух или трех высших государственных чиновников. Они стали испытывать трудности с публикацией трудов, содержащих западные воззрения. Обстоятельства резко изменились около 1644 г., когда маньчжурские оккупанты вторглись в пределы Великой стены, смели́ старое правление и основали династию Цин. В этой ситуации иезуиты воспользовались возможностью стать полезными своим новым хозяевам благодаря главным образом двум профессиональным навыкам: умению отливать пушки и осуществлять календарные реформы. Новая китайская династия нуждалась в новом календаре, чтобы, в соответствии с бытующими верованиями, подчеркнуть собственную значимость. Не успела еще захватническая армия войти в Биджин, а новый режим уже назначил главой Директората астрономии европейца. Предполагалось, что этот новый человек – Ж. Адам Шалль фон Белль – обеспечит новый двор традиционными астрологическими услугами, однако он настоял на использовании находящимся в его подчинении местным персоналом – китайцами и мусульманами – только западных методов.

Автократическое правление Адама Шалля длилось до 1665 г., когда его многочисленные местные враги, объединившись, успешно выступили против его астрономических и религиозных убеждений. Некоторых членов иезуитской миссии казнили, других – выслали, и христианская церковь на какое-то время закрылась. Шалль умер в 1666 г., но спустя три года его сменил другой иезуит, фламандский священник с более компромиссной позицией – Фердинанд Вербист, прибывший в Китай в 1669 г. Он получил образование в соответствии со строгими канонами ордена иезуитов. Вербиста определил на миссионерскую службу его предшественник в Китае Шалль, в течение восьми лет преподававший в иезуитском коллеже в Генте и имевший возможность оценить математические и астрономические способности Вербиста. Эти западные ученые обладали не только профессиональными навыками, но и феноменальной энергией. Например, Шалль к моменту своей смерти в 1666 г. работал вместе с двенадцатью китайскими помощниками над масштабным переводческим проектом, начатым в 1631 г. Совместно с Теренцием (Иоганном Шреком) и Джакомо Ро, Шалль перевел наиболее значимые разделы из ста пятидесяти западных книг; и Вербист с той же одержимостью продолжил этот китайский проект.

После разгона ордена иезуитов Вербист постарался войти в доверие к императору Канси и заслужить его покровительство. Он начал убеждать молодого правителя, что его местные астрономы не обладают достаточной компетенцией. Таким образом он надеялся склонить императора вернуть Директорат под управление иезуитов. Канси, правивший с 1661 по 1722 г., второй император многолетней династии Цин, настолько пленился астрономией Вербиста, что сам занялся ее глубоким изучением и понудил к этому своих придворных. Императорская обсерватория, основанная в 1279 г., стояла в запустении, и Вербист инициировал проект по ее обновлению, который был более или менее завершен к 1673 г. Он обладал исключительными дипломатическими способностями; внушительные сборники, содержащие его астрономическую переписку, опубликованы на латинском, португальском, испанском, русском, французском и голландском языках. Наиболее важные из его петиций императору, дошедшие до наших дней, составляют более тысячи страниц текста, написанного по-китайски.

В этом контексте наибольший интерес представляет календарь (учитывая его чрезвычайную политическую значимость в Китае). При китайском дворе существовало несколько соперничающих фракций, имевших разное представление об этом предмете; была даже группа, отстаивавшая технические приемы, используемые в мусульманском календаре. Похоже, что вопросы космологического характера интересовали китайцев значительно меньше, чем их европейских современников. Интересно наблюдать, как во второй половине XVII в. в научных трактатах иезуитов, если брать их в совокупности (в качестве примера здесь можно сослаться на Афанасия Кирхера), обычно рассматривалось большое количество различных систем мира, а окончательный выбор как бы предоставлялся читателю. Здесь можно встретить геоцентрические модели «Платона» и Птолемея; геогелиоцентрические модели, приписываемые «египтянам» или Марциану Капелле, а также Тихо Браге (всеобщему любимцу иезуитов) и Джованни Баттиста Риччоли; и, наконец, идеологически небезопасные гелиоцентрические модели Аристарха и Коперника. В основе планетной астрономии иезуитов в Китае лежала модель Тихо Браге – с центром в Земле, но в то же время использующая многие преимущества ранней коперниканской системы. (Достоинства и той и другой модели будут снова затронуты в главе 12.) Астрономические инструменты, упомянутые в сочинениях Вербиста, также походили на инструменты Тихо – надежные, но далеко не самые передовые с точки зрения астрономических исследований 1670‐х гг. Иезуиты принесли с собой систему Тихо не только в Азию, но также в Испанию и Южную Америку, где в некоторых регионах она продолжала безраздельно господствовать в течение двух последующих столетий.

Вербист написал на латыни весьма влиятельное сочинение «Astronomia Europaea» («Европейская астрономия»), законченное до 1680 г., но вышедшее в свет только в 1687 г., когда его напечатали в Диллингене (Германия). Несмотря на название, эта работа воспроизводила серии наблюдений, произведенных в Китае в 1668 и 1669 гг., уже опубликованные на китайском языке. В книге содержалось изображение заново оборудованной Императорской обсерватории в Биджине со множеством прекрасных инструментов, изготовленных для нее по инструкциям Вербиста. По конструкции инструменты напоминали те, которыми пользовался Тихо Браге (ил. 78). Одной из очевидных целей книги было стремление продемонстрировать превосходство европейских учений и технологий над китайскими аналогами и желание рекрутировать молодых и технически подготовленных священников на миссионерскую службу. Технология изготовления инструментов, теория календаря, оптика, гномоника, пневматика, музыка, искусство измерения времени и, например, метеорология имели непосредственное отношение к фундаментальной астрономии. Знакомство с этими предметами давало скрытый повод гордиться тем фактом, что они – европейцы в Китае – умели отливать превосходные пушки, изготавливать часы, автоматические орга́ны и телескопы, владели техникой перспективного изображения и т. д., причем делали это в лучших европейских традициях. Как и большинство других произведений иезуитов, эта книга разжигала аппетит многих западных ученых в отношении лучшего владения астрономией, столь же экстравагантной, сколь и почтенно-патриархальной. Однако все это имело и другие последствия, о которых иезуиты даже не догадывались, поскольку были скованы отрицанием католической церковью представлений о гелиоцентрическом и потенциально безграничном мире. Есть какая-то ирония в том, что другие европейские ученые пропагандировали идею безграничности пространства как раз тогда, когда иезуиты пытались отвратить китайцев от учения Сюань, согласно которому тела плавают в бесконечном пространстве. В общем и целом это несоответствие и правда являлось настолько разительным, что бо́льшая часть китайской космологии осталась незамеченной, и исторически мыслящие европейцы не придавали ей почти никакого значения еще долго после исхода иезуитов из Китая.

78

Императорская обсерватория, расположенная на восточной стене Биджина с инструментами, изготовленными по инструкциям Фердинанда Вербиста. Копия рисунка из «Astronomia Europaea» Вербиста (1687), изготовленная в 1794 г.

79

Бронзовая армиллярная сфера, построенная в Биджине под руководством иезуитов в 1744 г.

Попытка иезуитских миссий превратить Китай в христианское государство провалилась, но они продолжали руководить китайской астрономической практикой, оставаясь при этом на уровне знания XVI в. Например, армиллярная сфера, построенная для Императорской обсерватории в 1744 г., представляет собой великолепный, отлитый из бронзы экземпляр, однако точность этого инструмента вряд ли поразила бы европейских астрономов, даже тех из них, кто жил столетием раньше (ил. 79). Интеллектуальный контроль иезуитов над китайской астрономией продолжался до 1790 г., иначе говоря, он сохранялся даже после 1773 г., когда в Европе начались гонения на орден иезуитов. (После изгнания из многих европейских католических стран орден был восстановлен властью Ватикана в 1814 г.) Мы уже видели, насколько враждебно относились японцы к западным ученым в ранние времена. Однако западные книги достигли не только отдаленных районов Китая, но также и Японии. Они попадали в Японию в основном в китайских переводах, особенно после снятия строгих запретов во время правления восьмого сёгуна Ёсимунэ в 1720 г. Это стало одним из многих скрытых последствий долгого периода миссионерской деятельности иезуитов на Дальнем Востоке.

Представляется вполне естественным рассматривать тибетскую астрономию вместе с Китаем ввиду долгих, зачастую горьких, но иногда и радушных отношений Тибета с этой страной, хотя наряду с этим Тибет испытывал и другие влияния. Этот регион граничит не только с тремя провинциями Китая, но также с Бирмой, Индией, Бутаном, Непалом и Кашмиром. Обитавшие здесь древние кочевые и пастушеские племена преодолевали огромные расстояния и довольно легко смешивались друг с другом, образуя межплеменные альянсы и неизбежно делясь друг с другом своими традициями. В результате китайские, бирманские, тюркские, дардские и индийские культурные черты были объединены в нестрогую, сложно организованную целостность, которая могла бы быть еще более многовариантной, если бы горы не создавали столь многочисленных естественных препятствий для путешествий.

С VII по IX в. народы этого региона находились под управлением могущественных царей, но царство понемногу распадалось. В течение следующих четырех или пяти столетий главной связующей силой являлась свободная торговля. Это была не самая благоприятная среда для развития науки или образования, но тибетская форма буддизма начала формироваться здесь уже в VII в. Сначала его заимствовали у Китая, но в конце VIII в. сделали осознанный выбор в пользу принятия индийской буддийской традиции. Монахи начали путешествовать между Тибетом и Индией, время от времени приглашались индийские учителя, и была проделана огромная работа по переводу сотен наименований индийской литературы на тибетский язык (особенно в XI и XII вв.).

В итоге величайшим политическим достижением тибетцев стало создание в XV в. буддийским реформатором Цонкапа влиятельной религиозной школы. В 1578 г. монахи из этой школы обратили в свою веру правителя монголов Алтан-хана, который должным образом отблагодарил их оказанием политической поддержки, позволившей далай-ламе установить в Тибете эффективное теократическое правление. Считалось, что сменяющие друг друга далай-ламы являются реинкарнациями Бодхисаттвы Авалокитешвары – второго великого героя в буддизме, отказавшегося от нирваны во имя спасения всех существ, наделенных сознанием. Управляя из столичного города Лхасы, далай-ламы удерживали свое могущество вплоть до китайского вторжения в 1959 г., хотя в течение предыдущих трех столетий в этой стране было множество внутренних разногласий.

Существует четыре главных направления традиционной тибетской астрономии, два из которых являются продолжением индийской традиции, а другие два – китайской. Из Индии пришло несколько переводов наиболее обзорных буддийских сочинений, содержащих отсылки к индийской астрономии и астрологии времен Веданги – пост-Ведического периода, предшествовавшего массированному греческому влиянию. По всей вероятности, греческие идеи, изложенные в «Сиддхантах», книгах «основополагающих начал» (которые будут подробно рассмотрены в главе 7), частично ввели в употребление примерно в XI в. Этот тип астрономии, названный в Тибете друбци, не был реализован в виде ясного изложения в узнаваемом виде в каком-либо определенном месте, но, как и ранние индийские тексты, он представляет огромный интерес, поскольку содержит несколько параметров из доптолемеевской греческой астрономии.

Обнаружены и более изощренные индуистские методы, изложенные в мельчайших деталях в работах по «звездным расчетам», карци. Мы еще поговорим об этих индийских методах, когда придет время, особенно о способах предсказания планетных положений, но если не вдаваться в детали, можно сказать, что они вполне соотносились с греческими техническими приемами, прежде всего в расчетах средних движений и применении корректирующих слагаемых (уравнений). Использовалось четыре типа суток: первый определялся как время от одного солнечного восхода до другого; второй – как тридцатая часть синодического месяца; третий – как время, за которое Луна отдаляется от Солнца на 12° (положение этих двух светил, как предполагалось, берется с поправкой, учитывающей уравнение центра); и четвертый – как одна 360-я часть тропического года. Все это, а также используемые в Тибете системы зодиакальных знаков и лунных домов, взяты из индийских источников. Обширное описание индийской астрономии содержится в классическом тибетском трактате XIV в., написанном ученым Будоном Ринчендубом (1290–1364) – человеком, снискавшим себе славу благодаря составленной им энциклопедии. Собранный им материал повторно излагался в нескольких последующих трактатах вплоть до XVIII в., но в него не вносилось никаких существенных исправлений. Планетные расчеты производились посредством довольно необычных математических приемов с использованием правильных дробей: это выглядело так, как если бы кто-нибудь сегодня взялся за изобретение колеса, и оно получилось бы у него квадратным. И все же это была далеко не тривиальная астрономия. Недавно удалось показать, что астрономические константы, используемые в сочинении Будона, близки по значению к константам школы Ардхаратрик в индуистской астрономии. Календарь, основанный на астрономии такого типа, все еще используется народом Тибета.

По преданию, система китайской астрологии, известная как нагци, или «темный счет», пришла из Китая в Тибет в VII в. Она продолжает использоваться по сей день, и существует ряд популярных западных работ, декларирующих свое непосредственное отношение к ней, поскольку сама идея мудрости, исходящей от кровли мира, все еще несет в себе явные черты сказочной страны Шангри-ла. Со временем смысл отдельных исходных принципов был утрачен, но общий характер системы вполне согласуется с исходными источниками. Согласно китайской натурфилософии, существует пять первичных элементов: дерево, огонь, земля, металл и вода. Есть также двенадцать животных, каждое из которых, во-первых, дает название соответствующему году в цикле: крыса, бык, тигр, кролик и т. д.; во-вторых (если следовать другим правилам) – соответствующему месяцу; и в-третьих – двенадцатой части суток. Легендарная «Ицзин» сохранилась в материальной форме. Одна из ее интерпретаций включает использование 28 китайских лунных дворцов. Мы уже бегло знакомились с этими идеями в начале настоящей главы.

Материал подобного рода – как индийский, так и китайский – часто достигал Тибета окольными путями. Например, гьяци («Китайские вычисления») содержит объяснение теории календаря «Шисянь ли» – последнего китайского лунно-солнечного календаря. То, что тибетцы выбрали в качестве привилегированной именно эту последнюю календарную систему, основывалось не на прямой китайской традиции, а на монгольском переводе от 1711 г. н. э. оригинального сочинения, написанного в 1669 г. (во время правления династии Цин). Даже если материал поступал напрямую, он часто содержал в себе следы глубоких и давних связей с другими культурами. Для демонстрации всей сложности переходов подобного рода рассмотрим теорию Солнца, Луны и шести планет, изложенную в упомянутом выше астрологическом тексте. Что это за шестая планета? Она называлась Раху – именем, взятым непосредственно из индийских источников. В индийской мифологии этим словом назывался демон зла. Обвиненный по доносу богов Солнца и Луны в том, что он посмел выпить напиток бессмертия, Раху был обезглавлен богом Вишну; но выпитый нектар сохранил ему жизнь, а следовательно, нескончаемую надежду на мщение упомянутым светилам.

С астрономической точки зрения это вполне оправданно, поскольку Раху персонифицировал восходящий узел Луны – точку на небесной сфере, где лунная орбита пересекается с кругом эклиптики. Есть соответствующее название и для нисходящего узла – Кету, диаметрально противоположного первой точке. Согласно мифологии, это тело обезглавленного Раху. Две эти точки небесной сферы играют чрезвычайно важную роль в греческой теории затмений, поскольку, как мы уже неоднократно убеждались, затмения случаются как раз по соседству с ними. Однако когда-то в давние времена они вызывали тревожные ассоциации с неким воображаемым чудовищем, вредоносные действия которого приводили к затмению. Можно даже допустить, что дракон из библейского Апокалипсиса – символ Сатаны – относится к тому же разряду представлений. В арабских странах его называли тиннин. У персов это джавзар (некоторые латинские авторы транскрибировали его как Geuzahar). Указанное представление нашло свое место и в латиноязычной традиции, сохранившей следы мифологических наслоений: еще можно вспомнить те времена, когда термины Caput Draconis и Cauda Draconis (голова и хвост дракона) использовались для обозначения лунных узлов (хотя уже тогда это словоупотребление считалось устаревшим). Если рассмотреть этот вопрос строго астрономически, то узлы обладают попятным движением, полностью обходя эклиптику за 18,6 года. Поэтому было бы вполне нормально трактовать их как некие – при обычных обстоятельствах невидимые – планеты. Именно так и поступали индийцы, китайцы и тибетцы в своих трактовках упомянутого китайского астрологического сочинения. Небо – одно для всех, поэтому астрономия путешествует с комфортом. Почему же у драконов должно быть иначе?

Центральная Америка – регион, ограниченный с севера Аризоной и штатом Нью-Мексико, а с юга – Гондурасом и Сальвадором, – была свидетелем развития множества культур, организованных по принципу городов-государств, переживших периоды расцвета и упадка в течение двух тысячелетий до того времени, когда Колумб открыл Америку. Четыре наиболее крупных из них (в их число входили ольмеки, сапотеки, ацтеки и майя), по крайней мере майя, развили искусство анализировать астрономические события с применением математических методов. Похоже, что все они, с теми или иными отличиями, придерживались представлений о многоуровневой Вселенной, каждый слой которой включал небесные тела только одного типа. Первым над Землей располагался уровень Луны, затем шел уровень облаков, за ним – уровни звезд, Солнца, Венеры, и так – до тринадцатого уровня, где обитал бог-создатель. Помимо прочего, эта схема служит наглядным ответом тем, кто считает самоочевидной греческую систему сферического универсума или полагает, что она является обязательным этапом человеческого развития. Космологические представления большинства народов Южной Америки кардинальным образом отличались от ближневосточных и месопотамских представлений, давших начало западной астрономии, но математический анализ планетных движений – совсем другое дело. Можно только удивляться тому, насколько схожи аналитические приемы, применяемые майя для описания поведения Венеры, с теми, что использовались их греческими и вавилонскими коллегами.

Культура майя до сих пор сохранилась в некоторых частях Гватемалы и Юкатанского полуострова. Колумб впервые встретил обитателей Юкатана, плывших на больших каноэ в открытом море, и даже побывал у них в гостях. Его примеру последовали другие, а конфискованное золото и рассказы о городах, возведенных из камня, вскоре привели туда захватнические экспедиции Кортеса и других конкистадоров. Одна из величайших трагедий всей этой истории заключалась в том, что (как свидетельствует об этом епископ Юкатана Диего де Ланда) «огромное количество» книг, написанных жившими на Юкатане майя, было сожжено, поскольку в них, как тогда полагали, излагались дьявольские поверья. Однако, прежде чем обвинять епископа в этом, необходимо напомнить: его шокировало зрелище жертвоприношения детей, совершенного майя внутри его собственной церкви, которых, по его мнению, он сумел обратить в христианство.

80

Фрагмент «Дрезденского кодекса», астрономического текста майя, в котором обсуждаются вопросы обращения Венеры. По всей видимости, он представляет собой копию XIII в., сделанную с более древнего оригинала. В центральной части рисунка представлен гелиакический восход планеты. Копья (изображенные и в нижней части рисунка) олицетворяют смертоносные лучи света.

Де Ланда оставил довольно точное описание календаря майя, и их датировки могут быть установлены сегодня с достаточной степенью надежности. Часть книг уничтожили, другие исчезли из‐за небрежного отношения к ним. Судя по всему, до наших дней дошли только пять рукописных книг и несколько сохранившихся фрагментов. Один из них представляет собой пачку свернутых страниц, которые тем не менее вполне читаемы и содержат описание лунного и солнечного календарей, а также (что особенно интересно) венерианского календаря. (Каждая из книг майя изготовлена из единого листа лубяной ткани длиной до 6,7 метра и шириной от 20 до 22 сантиметров; они сложены гармошкой, при этом ширина страницы равняется примерно половине ее высоты.) Лучше всего сохранился так называемый «Дрезденский кодекс» (названный по месту современного хранения), содержащий вдобавок множество изображений богов майя (ил. 80). Кроме того, это одна из старейших книг майя, датируемая приблизительно XIII или XIV в. Вероятно, именно ее послал Кортес императору Карлу V в 1519 г., то есть сразу же после того как он обнаружил и покорил Юкатан.

Заполненные с обеих сторон глифами и рисунками, сохранившиеся книги майя свидетельствуют о существовании чрезвычайно сложных календарных вычислений и о далеко нетривиальном использовании астрономического знания в религиозных ритуалах и предсказаниях. Среди них есть разнообразные ежегодники, включая предназначенные для сельскохозяйственных работ, а также таблицы умножения для более легкого использования ежегодников. В некоторых из них осуществлялся прогноз удач или неудач на каждый день по циклам, состоящим из 260 и 364 дней. Другой цикл судьбы, известный по свидетельствам, относящимся к I в. н. э., назывался катун и представлял собой период из 7200 дней. К этим циклам прилагалось краткое пояснение. В них не использовалась методика добавления високосного года; майя легко относились к свободному скольжению этих циклов по сезонам. Их времяисчисление не принимало в расчет того обстоятельства, что год состоит не из целого количества дней, и в этом отношении напоминало египетский 365-дневный год, снискавший так много лестных отзывов. (Система счета юлианскими днями, практически повсеместно используемая астрономами, продолжает схожие традиции, хотя в непрерывно меняющихся величинах и присутствует десятичная доля.)

Как и большинство других субконтинентальных культур, располагавших в лучшем случае достаточно примитивными пиктографическими книгами, майя разработали систему иероглифов, представлявших собой изображения, обозначающие слоги устной речи. У них существовал элитный класс писцов, которые должны были не только уметь писать, но и хорошо разбираться в главных небесных циклах, рассматриваемых как важный инструмент регулирования государственных дел. Помимо обычных глифов и иероглифов, у них существовала система арифметических обозначений с основанием, кратным 20 и 5, где использовались черточки и точки. В общей сложности имелись три различные календарные системы, отчасти дублирующие друг друга. Исследователям они известны как длинный счет, хааб и цолькин. Длинный счет вел отсчет дней от начала цикла с периодом 2 880 000 суток (это почти совпадает с 7885 годами). Вселенная, как предполагалось, гибнет и возрождается в конце каждого такого цикла. При расчете дней предпочтительно использовалось в качестве множителя число 20, за исключением второй позиции, для которой обычно использовали число 18, чтобы получить значение, близкое к продолжительности года. Другими словами, майя работали с интервалами в 20, 360, 7200 и 144 000 дней (половина цикла), а когда ими овладевало философское настроение, они шли дальше – за пределы полного цикла – и ступали в область прежних состояний Вселенной. Майя последовательно умножали на 20 каждый следующий разряд на шкале до тех пор, пока не достигали значения 23 040 миллионов дней (более 63 миллионов лет). Фактически они использовали позиционную форму записи; например, число, записанное ими как 1.8.13.7.3 (если бы использовали нашу десятичную форму представления чисел), было бы эквивалентно следующему значению:

Оно равно 206 423. Согласно расчету, принимаемому большинством современных исследователей, цикл, в котором мы живем сегодня, начался 6 сентября 3114 г. до н. э. (по юлианскому календарю). Почему выбрали именно эту дату – неизвестно.

Помимо длинного счета, майя использовали гражданский календарь хааб, содержащий 18 периодов по 20 дней с 5 дополнительными «несчастливыми» днями в конце. Известны названия и пиктограммы этих 20-дневных периодов. Методика расчета содержит ряд странностей. Одна из них по непонятным причинам совпадает с той, что применялась в одном из главных индийских календарей. На примере нашего календаря ее можно проиллюстрировать таким образом, как если бы для обозначения 31 января использовалось название месяца февраль. У майя существовала стандартная процедура согласования календаря хааб с длинным счетом.

Третий календарь майя – цолькин – был религиозным календарем, состоящим из двух циклов: один – из 13 дней, а другой – из 20 названий. И названия, и числа менялись одновременно, что, принимая в расчет наши привычные представления, выглядело довольно причудливо (хотя мы не видим ничего странного в циклическом повторении дней недели, на которые выпадают различные числа месяца). Майя часто использовали совместно даты хааб и даты цолькин, например приводя цикл к знаменателям 365 и 260, в результате чего получался период из 18 980 дней (51,96 года). Совершенно очевидно, что эти народы свободно ориентировались в своих календарных системах, имеющих определенное сходство с календарями из других частей света.

Вероятно, 260-дневный период (все еще практикуемый некоторыми сообществами) имеет отношение к движению Венеры или, может быть, к периоду беременности. У майя имелись точные таблицы, содержащие данные о синодических обращениях планеты Венеры, которые, как обычно, сопровождались глифами, отображающими судьбу человечества в зависимости от дня гелиакического восхода планеты. Они настолько подробно изучили Венеру, что знали о важности периода из 2920 дней – восьми 365-дневных лет. По истечении данного периода Венера начинает повторять свое движение относительно Солнца. (С этого момента гелиакические восходы и последующие конфигурации начинают повторяться в венерианском календаре в той же последовательности; мы уже рассматривали это, затрагивая тему вавилонской астрономии.) Когда реальное движение планеты расходилось с таблицами предвычислений майя, астрономы, по всей видимости, вносили в них исправления наподобие того, как мы делаем это, используя високосный год.

Астрономия состояла на службе у богов, и они часто упоминались, это боги (с приблизительным соблюдением порядка частотности): дождя, Луны, смерти, творения, кукурузы и Солнца. Ежегодники майя, состоявшие из различным образом скомпонованных суточных интервалов (4 × 65,5 × 52,10 × 26 и т. д.), предназначались для разнообразных целей, таких как вязание сетей, добывание огня, посадка кукурузы, женитьба и деторождение. Некоторые вычисления оперировали с миллионными значениями. Сохранились материалы с церемониалами, посвященными новому году и погодным явлениям. Скорее всего по чистой случайности сохранившиеся книги были посвящены предметам, представляющим интерес для нас в рамках настоящего повествования, поскольку другие материалы из мексиканского региона охватывают гораздо более широкий круг предметов.

Многие астрономические практики и верования майя являются вопросом толкования археологических находок. У ацтеков центральной части Мексики эти темы хорошо представлены в их литературе, особенно в сочинении под названием «Кодекс Мендоса», написанной во время конкисты. Ацтеки относительно поздно завоевали долину Мехико, почти накануне прибытия испанцев. Они объясняли свой ужасный обычай принесения человеческих жертв стремлением умилостивить бога Солнца Тонатиу и не дать небесам остановиться, к тому же жертвы выбирались только из числа военнопленных. Ацтеки посвящали обряды курения отдельным звездам в определенное время ночи. Даже после испанского завоевания в этом еще принимал участие их император, знаменитый Монтесума II. По преданию, он родился в один день («Девятый Ветер») с богом Кетцалькоатль – утренней звездой, или нашей Венерой, воспринимаемой, однако, в образе мужского божества. Во всех культурах всегда существовали какие-то формы поклонения Солнцу; примеры этого настолько многочисленны, что их трудно перечислить. В середине XV в. предыдущий император ацтеков установил в центре лестничного марша, ведущего в огромный храм города Тлателолько (в настоящее время – часть Мехико), большую порфировую колонну, украшенную солярными символами, которые, согласно существующим предположениям, использовались при расчете затмений. В день солнечного затмения, это достоверно известно, ацтеки приносили в жертву горбунов.

Поклонение Венере в Центральной Америке было не менее важным и столь же повсеместным, как и поклонение Солнцу, и это позволило развиться довольно качественным методам астрономических прогнозов. За планетой тщательно и регулярно наблюдали. Когда-то имелось соответствующее изображение (в настоящее время уничтоженное туристами, взявшими за правило швыряться в него бутылками), расположенное неподалеку от сакрального адова озера в городе майя Чичен-Ица, куда сбрасывали приносимых в жертву людей. На нем было представлено квадратное Солнце, восходящее над горизонтом, и написана дата, соответствующая (по нашему летосчислению) 15 декабря 1145 г. н. э. Современные расчеты показывают, что в этот день действительно могло наблюдаться редко случающееся прохождение Венеры по диску Солнца. «Дрезденский кодекс» содержит другие впечатляющие признаки развитых астрономических навыков, на приобретение которых требовалось немало столетий. Есть таблица для предсказания солнечных и лунных затмений, а также эфемерид Венеры и Марса. Другие документы свидетельствуют об умении ацтеков определять место Луны относительно звезд.

Испанский историк Хуан де Торквемада, писавший свои труды спустя сто лет после конкисты, имел возможность обсуждать с местными жителями все еще проводимые ими астрономические церемониалы. Большинство предсказаний, как считается, осуществлялось не по наблюдению за небом, а другими средствами, хотя один из полководцев Атауальпы рассказывал, будто приход испанцев был предсказан астрологически. Дело здесь не в том – соответствовало это истине или нет, а в том, что это не противоречило практикам того времени. Одно из многих астрономических знамений записано со слов самого Атауальпы – последнего местного правителя Перу, – связавшего причину смерти одного из своих приближенных с появлением кометы в мече нашего созвездия Персей.

Торквемада рассказывал о виденных им прутьях, размещенных в отверстиях, проделанных в крыше дворца императора ацтеков Тескоко; на прутья были надеты хлопковые или шелковые шары, приспособленные для удобства измерений небесных движений. На некоторых пиктограммах в мексиканских источниках можно увидеть, как люди используют скрещенные прутья для проведения астрономических наблюдений. Но с какой целью? Информант Торквемады рассказывал, что это служило подспорьем императору, наблюдавшему небо и звезды вместе со своими астрологами. Если одной из главных забот этих людей являлось регулирование сельскохозяйственного календаря, то требовалось наличие ритуалов, которые в какой-то момент стали жить независимо; историю их происхождения забыли, а из прежних ритуалов по аналогии были выведены новые. Венера не может служить прямым указателем смены сезонов, хотя это возможно сделать, связав ее движение с движением Солнца. Историк-францисканец Бернардино де Саагун рассказывает, как ацтеки приносили в жертву Венере заключенных во время первого появления планеты на востоке, выплескивая кровь в направлении звезды. Несомненно, Венера играла огромную роль в жизни людей Центральной Америки, и сохранившиеся книги майя позволяют нам понять, какие имелись достижения в этой области.

По-видимому, в большинстве случаев то, что мы склонны определять как «астрономия», представляло собой некое вольное искусство описательного типа, даже когда ее включили в ритуалы, где, как известно, не бывает мелочей. На этом уровне развития, несомненно, она являлась частью массового сознания. Хороший пример этого можно найти в «Пополь-Вух» («Книга Народа») – истории майя о случившемся с героем по имени Утренняя Звезда в потустороннем мире. После того как он был пленен и обезглавлен, его отрубленная голова плюнула на дочь Повелителя Смерти, которая зачала ребенка, впоследствии снова ставшего Утренней Звездой. «Пополь-Вух» – один из немногих источников, откуда мы узнаем о космическом характере игры в мяч, распространенной по всему континенту. Мяч, сделанный из каучука, символизировал Солнце, и победа присуждалась команде, первой попавшей в каменное кольцо, расположенное на высоте около 6 метров. Несколько стадионов сохранилось до сегодняшнего дня. Настольные игры также имели космическое значение. В мексиканской игре патолли, например, передвижение фишек символически воспроизводило движение небесного тела через четыре части доски, отображающих четыре различные области неба.

В отдельных случаях каменные кольца и стены, идущие вдоль площадок для игры в мяч, имели явную астрономическую ориентацию, между тем на всем протяжении Южной, Центральной и Северной Америки можно найти множество других древних каменных построек с колоннами, входами и окнами, демонстрирующими очевидную привязку к направлениям восхода и захода Солнца в дни солнцестояний. Некоторые из них помечены иероглифами, оставляющими их интерпретаторам широкий простор для воображения. Под одним из камней, найденных на Чапультепеке еще в 1775 г., обнаружили три перекрещенных стрелы, с высокой точностью указывающие на восход Солнца в дни равноденствий и солнцестояний. Ориентация по главным направлениям горизонта (север, юг, восток и запад) считалась обычным явлением, особенно у пирамид в Мексике и Центральной Америке. Также широко была распространена ориентация по направлениям восхода и захода Солнца в дни солнцестояний. Один из примеров – ацтекский храмовый комплекс Темпло Майор, расположенный в самом центре Мехико. Его руины тщательно исследовали во время раскопок, начатых только после того как в 1980‐х гг. рабочие под землей случайно наткнулись на них, пробив стену богатой жертвенной комнаты. С другой стороны, Караколь в Чичен-Ице – строение, возведенное майя в IX или X в., которое начали изучать в 1930‐х гг. с целью обнаружить привязку к астрономическим направлениям, – оказался ориентированным по крайним положениям Венеры на горизонте. Это может показаться довольно необычным, однако то же можно сказать и о дворце губернатора в Уксмале, известном также своими изображениями зодиакальных созвездий майя. Эти утверждения вызвали еще более ожесточенную дискуссию, чем та, что развернулась вокруг Караколя, но сама возможность существования в архитектуре неких космических элементов вряд ли может быть подвергнута сомнению.

Есть не слишком многочисленные письменные свидетельства об астрономических аспектах перуанской религии, однако там сохранились и памятники, ориентированные по положениям Солнца в дни солнцестояний. В южном регионе – на холмах, расположенных по ту сторону плато Наска, – есть линейные конструкции, состоящие из прямых рядов светлых камней, имевшие, предположительно, астрономическую привязку. Поверх прямых линий нанесены чрезвычайно протяженные очертания птиц, недоступные для наблюдения с земли; они имеют сходство с птицами, изображенными на плато Наска, происхождение которых датируется временем, примерно совпадающим с началом нашей эры.

В Европе ориентация доисторических памятников является чуть ли не единственным способом доказательства их астрономического предназначения. В Центральной Америке существовало изобилие живых свидетельств. Испанский автор-францисканец Торибио де Бенавенте, прозванный Мотолиниа, рассказывая об ацтеках, приводит описание празднества, имевшего место в столице ацтеков в день равноденствия. Главное религиозное здание – двойная пирамида, известная сегодня как Темпло Майор, – «слегка потеряло точность», поэтому Монтесума II выразил желание снести его и выстроить заново с требуемой точностью. Пирамида увенчана двумя одинаковыми храмами таким образом, что если наблюдать за восходом Солнца в день равноденствия со смотровой башни расположенного западнее храма Кецалькоатль, то оно должно восходить в точности между ними. Многие крупные города являли собой пример столь же тщательной планировки. Наиболее известен храмовый комплекс в городе Теотиуакане, который возник в течение довольно короткого времени, не позднее 50 г. до н. э. На территории этого самого большого и наиболее влиятельного из всех центральноамериканских городов доколумбового периода находятся огромная пирамида Солнца и немного уступающая ей по размерам пирамида Луны. Не вызывает сомнений, что планировка города тщательнейшим образом привязана к оси, смещенной немногим более 15° к западу от северного направления (или к востоку от южного направления, если смотреть в противоположную сторону). Первое направление можно со всей определенностью связать с прицельным наблюдением восхода Плеяд. Пара петроглифов (диаграмм, высеченных на камне, находящемся на удалении 2,4 километра по линии восток-запад), обнаруженных в этом месте, имела, по всей видимости, календарное предназначение. Это утверждение придает смысл нескольким замечаниям, оставленным испанским священником XVI в. Бернардино де Саагуном, где говорится об использовании ацтеками Плеяд для проверки некоего 52-летнего цикла. Дата основания этого комплекса может быть отнесена ко II в. н. э., и это хорошо согласуется с другими данными. Кроме того, в Южной и Центральной Америке сохранились другие постройки, которые, судя по всему, возводились исходя из аналогичных допущений.

Что касается звезд, то на большей части американского континента мы обнаруживаем особенно внимательное отношение к Плеядам. Подобно тому как это делалось в вавилонской и греческой астрономиях, они часто увязывались с Венерой. Кроме того, на протяженной территории от Перу до эскимосов считалось, что Плеяды как-то связаны со сбором урожая и дождями, поэтому в ацтекской астрономии их название тесно соотносилось со сферой торговли, в других местах – с кукурузой, голубями или зернохранилищами. Обычно предпочтение отдавалось не привычному для нас названию «семь сестер», а словосочетанию «усемиренная единица». Плеяды, как считают алколкины, – это семь раскаленных камней из бани для ритуальных омовений. Существует огромное количество связанных с ними легенд, во многих из которых они представляются в виде танцующих мальчиков или девочек. У майя и микмаков они воспринимались трещоткой гремучей змеи, и это делает понятным связь Плеяд с дорогой смерти в Теотиуакане, поскольку при раскопках нескольких могильных холмов там обнаружили фигурки гремучих змей.

Немалое количество историй сложено и о Большой Медведице, но они, как и загадочные обстоятельства того, что многие их элементы абсолютно схожи с легендами, массово распространенными в евразийском регионе, представляют интерес скорее для антропологов, чем для историков.

Апогей центрально- и южноамериканского искусства объединения разрозненных племен в царства и империи был достигнут в инкской культуре Перу. Золото, известное им со II в. до н. э., стало у них символическим атрибутом богов, царей и Солнца, которое они считали своим первопредком. Жадная тяга испанцев к золоту ускорила падение этой выдающейся цивилизации, хотя началось оно в результате внутренних перипетий – после восстания, поднятого Атауальпой. Тем не менее ко времени, когда прибыли испанцы, правление могущественной империи инков на территории широкого региона Анд длилось уже в течение более чем ста лет. Центром империи был андийский город Куско, заложенный по тщательно продуманному плану, с дорогами, ведущими к ее отдаленным пределам от каждого из четырех углов центральной площади. Результатом такого территориального деления являлось ранжирование по социальному признаку и самих обитателей империи. По этому же принципу выстраивались связи между религией, обществом и космографией, и, как и в большинстве соседних культур, астрономия играла в этом роль связующей силы.

Город обладал структурой, напоминающей колесо, в его сердцевине находился Кориканча, центр поклонения предкам, над которым сегодня надстроена церковь Санто-Доминго. Вдоль спиц колеса, растянувшихся по ландшафту, располагались цепочки уака, общим числом 328. Они рассматривались как священные места, позволяющие приблизиться к телу Матери Земли, где люди имели возможность приобщиться к своим божествам. Существовали памятники – например, упорядоченные группы колон, – указывающие на особые астрономические события на горизонте, связанные с солнечными, лунными, звездными и планетными явлениями (снова – венерианскими). Огромное значение имел восход звездного скопления Плеяды, использовавшийся для регулирования инкского года. (Если большинство людей во всем мире могло разглядеть в Плеядах только шесть или семь звезд, то прозрачная высокогорная атмосфера позволяла наиболее зорким жителям Куско различать там двенадцать или тринадцать звезд.) Среди множества небесных направлений, задаваемых цепочками уака, имеются такие, которые указывают на звезды α и β Кентавра – «Глаза Ламы». Космология инков отличалась большей прагматичностью, чем у большинства других обитателей Америки, она плотно координировалась с сельскохозяйственной практикой. На социальном уровне небо помогало устанавливать коды, посредством которых люди регулировали свою жизнь, структурировали городское пространство, ландшафты за его пределами и иерархию родственных связей. В том, что касается сельского хозяйства, оно также служило инструментом управления богатой андийской экономикой.

В Северной Америке не было цивилизаций, сравнимых с существовавшими в Центральной и Южной Америке, хотя там обнаруживается много общих (достаточно примитивных) астрономических ритуалов, связанных с наблюдением восходов и заходов. У них отсутствовала собственная письменность, и записи, высеченные на скалах, время от времени находимые археологами, слишком рудиментарны для их расшифровки с достаточной степенью определенности. Излюбленным символом считался лунный месяц – иногда с находившейся поблизости звездой, особенно в южной части Северной Америки. (Согласно одной из смелых гипотез, это символическое изображение уже упоминаемой нами сверхновой 1054 г. в Тельце, впервые, как полагают, замеченной в то время, когда поблизости находилась Луна.) В XIX в. некая представительница народа Оджибва из Канады рассказывала, что ее отец вел счет дней по Луне, делая зарубки на палке, длина которой давала ему представление о продолжительности года. Хотя это и нельзя назвать астрономией в ее высшем проявлении, но все же напоминало зарубки на костях времен палеолита, и Александр Маршак убедительно использовал данный пример для доказательства существования счета лунных дней по костям, о чем упоминалось в начале главы 1.

В качестве связующего звена между финалом этой главы и достижениями народов Северной Америки до Колумба мы должны упомянуть об их обычае создавать земляные курганы. Некоторые из них имели не более пары метров в поперечнике, а другие занимали многие гектары. Это результат работы главным образом трех различных культур. Культура Адена, существовавшая около 1000 г. до н. э., изготовила отдельные курганы в виде животных. Примером может служить Большой Змеиный Курган в графстве Адамс, штат Огайо. Хопвельская культура следовала этой традиции, но предпочитала правильные геометрические формы. Миссисипская культура, существовавшая около 1000 г. н. э., построила большие курганы на платформах, часто имеющих пирамидальную форму, где стояли строения определенного вида. Они продолжали использоваться вплоть до XVI в., когда европейцы впервые вошли в долину реки Миссисипи. Есть основания полагать, что ориентация этих памятников указывала не только на солнцестояния, но и на крайние положения восхода и захода Луны.

Хопи, обитавшие на северо-востоке Аризоны (самая западная группа индейцев Пуэбло), наблюдали солнцестояния, делая искусственную разметку горизонта в случае, если не могли найти какого-либо подходящего естественного указателя. Они называли солнцестояния «домами», и некоторые из их маркеров на горизонте представляли собой небольшие молельни, возведенные их жрецами. Встречались храмы с проемами, позволявшими свету проникать внутрь в нужные сезоны. В эти молельни помещались молитвенные палочки, приносимые туда Жрецом Солнца. В его обязанности входило следить за календарем, встречать Солнце и помогать ему на его пути. Для этого устанавливалась центральная точка наблюдения, из которой сидящий жрец мог следить за движением Солнца по горизонту и предугадывать солнцестояния. Предполагалось, что он должен был уметь предупреждать об их наступлении за четверо суток, и в случае ошибки он подвергался осуждению. После таких подготовительных мероприятий по общему сбору обычных людей начинался девятидневный праздник в честь солнцестояния.

По некоторым предположениям, звезды также могли быть предметом ритуальных наблюдений. Магическое колесо Биг-Хорн в штате Вайоминг, упоминаемое в главе 1, и Магическое колесо в Саскачеване (Канада) имеют определенное сходство в расстановке окружающих их сооружений из камней. Они, похоже, были ориентированы на восход Солнца в день летнего солнцестояния и восходы трех ярких звезд, доступных для наблюдения летом низко над горизонтом. Здесь мы имеем дело с гораздо большей неопределенностью, чем при изучении аналогичных памятников Центральной Америки, поскольку североамериканские сооружения не столь монументальны и построены довольно грубо. Еще одна проблема заключается в следующем: во всех литературных источниках, зафиксировавших общение с коренными американцами, продолжавшими использовать некоторые из этих центров ритуально-обрядовой деятельности, не сохранилось почти ничего из того, что могло бы свидетельствовать об их раннем астрономическом предназначении.

В любом случае утверждать сегодня, будто обитатели Северной Америки сумели развить астрономию, выходящую за пределы едва наметившихся теоретических элементов, было бы не более чем актом интеллектуальной благотворительности. С другой стороны, в Центральной Америке мы обнаруживаем народы, которые, не имея никаких контактов со своими современниками в других частях света, открыли, что (повторяя слова Галилея) «книга природы написана на языке математики». Использование математики удваивает привлекательность практикуемой ими астрономии, но не стоит переоценивать их интеллектуальную проницательность. Математика обитателей Северной Америки являлась математикой целых чисел и простейших геометрических построений. Что касается представлений о горизонтально-ярусном строении верхнего мира, то оно мотивировалось нуждами наблюдателя и сильно контрастировало с греческим представлением о космосе как о самодовлеющей целостности, независимой от отдельных человеческих существ.

Как и все люди древности, обитатели Индийского субконтинента связывали свои представления о божественных и сверхъестественных силах с тем, что они наблюдали на небесах. Ведическая религия (провозвестник современного индуизма) представляет огромный интерес для историков, поскольку она принадлежит к числу наиболее ранних религий, изложенных в литературной форме – в данном случае на санскрите – и, таким образом, прямо демонстрирует отношения, существовавшие между космическим и божественным.

Есть все основания полагать, что наиболее древнее ведическое сочинение «Ригведа» составлялось в течение пяти или шести столетий и было завершено не позднее XI в. до н. э., но впоследствии неоднократно редактировалось. Оно содержит несколько представлений о сотворении мира; согласно основной версии мир создан богами в виде деревянного здания, где небо и земля каким-то образом поддерживались опорами. Затем было высказано предположение, что мир сотворен из тела первозданного великана. Последняя идея дала начало концепции (изложенной в поздней ведической литературе), будто мир пронизан Мировой Душой. За этим последовали многие другие космогонии, в которых предпочтение зачастую отдавалось сотворению океана и особое место отводилось созданию Солнца и Луны. Всему этому сообщалась определенная взаимообусловленность, поскольку Небо и Земля обычно рассматривались как родители всех богов вообще, а иногда в число прародителей включалась вода.

От тех времен осталось большое количество мифов об астральных богах, например о Солнце – муже Утренней Зари, изображаемом сидящим в повозке, запряженной семью лошадьми. Кроме того, существовали несложные правила вычисления времени проведения ведических ритуалов, сложившиеся не позднее XII в. до н. э. Ведическая литература не содержит никаких прямых указаний на то, что до наступления V в. до н. э. в Индии обсуждались какие-либо математические приемы описания движения небесных тел. Однако существуют очень ранние свидетельства существования контактов с Месопотамией неоассирийского периода, например в области предсказаний. Некоторые утверждения, изложенные в ведических текстах, могут быть увязаны с более ранними утверждениями, содержащимися в МУЛ.АПИН. В итоге влияние, оказываемое этим регионом, стало решающим в формировании отличительных черт индийской астрономии.

В ведических текстах широко использовались временные периоды различной длительности, так называемые юга, содержавшие по два, три, четыре, пять и шесть лет; периоды из двенадцати тридцатидневных месяцев; периоды, равные половине месяца, каждый из которых содержал по четырнадцать или пятнадцать дней. Нет никаких очевидных свидетельств их применения для построения хорошо продуманных календарных схем, но как минимум один отлично проработанный аспект лунных наблюдений, проводившихся в течение двух столетий до начала нашей эры, можно найти в схеме накшатра. Это 27 выделенных звезд (иногда 28 звезд, а зачастую – групп звезд), отмечавших прохождение Луны по небу в течение месяца. Каждой из них ставилось в соответствие какое-либо божество. Эта система (или, точнее сказать, пара систем) имела долгую, захватывающую историю и в Средние века достигла европейских пределов, где она сумела стать полноправной частью астрологии и геомантии. Мы уже обращали внимание на некоторые варианты этой доктрины в главе, посвященной китайской астрономии.

Месопотамская астрономия достигла Индии в конце V в. до н. э. после захвата северо-западной Индии Ахеменидами. (Эта династия правила в Персии с 558 по 330 г. до н. э.) Подтверждение тому – употребление автором Лагадха месопотамских, греческих, египетских и иранских календарных техник, например «период-зависимость» 5 лет = 1860 титхи (санскритское слово для обозначения месопотамской единицы, о ней мы говорили выше на с. 106); или в другом случае: 25 лет = 310 синодическим месяцам. (Египтяне, использовавшие другой год, приравнивали 25 лет к 309 месяцам.) Кроме того, Лагадха освоил вавилонскую теорию, касающуюся расчета продолжительности светлого времени суток, применяя не только арифметический прием «зигзагообразной функции», но также водяные часы, позволявшие измерять время ночью.

Другим заимствованным индийцами месопотамским инструментом был гномон – вертикальная колонна, указывавшая дневное время посредством отбрасываемой тени. Как правило, шкала гномона делилась на двенадцать частей; этот обычай оказался удивительно устойчивым и даже был унаследован западной астрономией, где использовались таблицы, впервые появившиеся именно в этой части мира. Таблицы, устанавливающие соответствие между временем дня и длиной тени, безусловно, зависят от географической широты – фактор, который не всегда принимался во внимание как в Индии, так и в остальных частях света.

В последующие столетия в Индию, безусловно, проникали незначительные астрономические сведения из других мест, однако очередным сравнимым по важности этапом был селевкидский период, когда модифицированные греками вавилонские методы проторили себе дорогу на восток. Этому движению в огромной степени поспособствовал возросший уровень торговых отношений между Индией и Римской империей. В 149–150 гг. н. э. на санскритский язык перевели объемный греческий астрологический трактат, часть которого была посвящена математической астрономии. В 269–270 гг. н. э., после переработки Спхуджидхваджей, это сочинение получило название «Явана-джатака». Продолжительность солнечного (тропического) года в нем оказалась в точности такой же, как у Гиппарха и Птолемея.

Спхуджидхваджа, устремления которого были отчетливо астрологическими, использовал прием «линейного зигзага» для солнечных и лунных положений и метод вавилонской Системы А для моментов восхода зодиакальных знаков, известных в том числе по греческим текстам. Двенадцатичастный гномон уже был принят им в качестве нормы, но в данном конкретном случае, а также в случае процедур, вводимых для определения планетных положений, Спхуджидхваджа приводил методы, несомненно являвшиеся греческой версией вавилонских методов.

Есть и другие аналогичные примеры, демонстрирующие ту же тенденцию, когда промежуточный греческий текст представлялся как следствие, полученное из негреческих процедур, которые надлежало подтвердить. В сочинении можно найти множество временных периодов движения планет, идентичных обнаруживаемым в гораздо более ранних клинописных текстах. Наличие очевидно ошибочных сопроводительных процедур убедительно свидетельствует о том, что приводимые параметры не были получены независимым образом.

С появлением в III или IV в. «римской» «Сиддханты» («Ромака-сиддханта»), вводится в общее употребление понятие прецессии, и здесь снова приводится продолжительность тропического года, равная использованной Гиппархом. В той же работе имеется материал по расчету солнечных затмений, где используются греческие геометрические модели, хотя в данном случае имеется множество признаков незначительной адаптации как самих моделей, так и используемых в них параметров. То же самое можно сказать о другом тексте греческого происхождения, появившемся примерно в это же время, – «Паулиса-сиддханта», хотя в нем используется продолжительность солнечного года, впервые возникшая, по словам более позднего арабского автора (ал-Баттани), у «египтян и вавилонян». Мы знаем об этом тексте благодаря весьма посредственному резюме, внесенному в работу под названием «Панча-сиддхантика». В нее знаменитый автор VI в. астролог Варахамихира включил некоторый дополнительный материал.

Значение этих работ трудно переоценить, поскольку они позволяют лучше понять греческую астрономию в период до Птолемея – период, от которого осталось лишь несколько оригинальных текстов. Индийские авторы дерзко атаковали проблемы сферической тригонометрии, используя для этого греческие методы, включая методы проецирования на плоскость (сравните с тем, что мы писали об астролябиях). Вместо греческой функции хорд они ввели функцию синуса, и их таблицы, составленные для тени гномона, в известном смысле, можно считать таблицами тангенциальной функции. Они проявляли серьезный интерес к проблемам, связанным с предсказанием солнечных и лунных затмений, и в некоторых их работах можно обнаружить следы вавилонских сочинений о предсказаниях. Их сочинения нередко обременены разного рода искажениями, но это было ожидаемо, поскольку они находились на пересечении слишком многих культурных барьеров. И все же представляется совершенно очевидным, что в этот период индийская астрономия, несмотря на все свои недостатки, являлась далеко не только движущейся по инерции наукой. В качестве примера того, какого профессионального уровня достигли индийские астрономы, можно привести утверждение из «Панча-сиддхантики», касающееся разницы времен между Александрией (они называли ее Яванапура) и двумя индийскими городами – Удджайн и Варанаси. Чтобы установить разницу долгот на Земле (Солнце, как известно, покрывает 360° земной долготы за 24 часа), было произведено сравнение местных времен, в которые наблюдалось одно и то же лунное затмение. Это предполагало проведение работы по установлению довольно прочных интеллектуальных контактов. Они были достигнуты, и полученные результаты оказались весьма хороши. Если перевести полученную ими разницу долгот в градусы, то в двух случаях она составляла 44° для одного места и 54° – для другого, в то время как истинные современные значения составляют 45;50° и 53;07° соответственно. Это отнюдь нельзя назвать работой дилетантов.

Необходимо отметить, что в упомянутых случаях сравнение долгот производилось по отношению к городу Удджайн (его также называли Узайн). Он снискал определенную известность и даже был упомянут в «Географии» Птолемея под именем Озен. В средневековой латинской литературе, в результате многократных ошибочных прочтений, его обычно упоминали как Арин. Удджайн с давних времен считался священным местом индуистов, но его важность для астрономии заключается в том обстоятельстве, что он стал пунктом, через который проходил главный индийский меридиан. Этот факт упоминается во многих работах, просочившихся впоследствии (в Средние века) в западную культуру, где этот город иногда обозначается как «центр мира». Он, как считалось, располагался на экваторе и находился на расстоянии 90° как от восточных, так и от западных пределов обитаемого мира. (Использование его в качестве пункта главного меридиана вызывает ассоциации с тем, как многие христиане пытались придать такой же статус Иерусалиму, впрочем, весьма безуспешно.) После бурных исторических событий, уже в XVIII в., Удджайн стал управляться от имени императора Мухаммад Шаха, который построил в нем примерно в 1730 г. одну из своих пяти обсерваторий, и это в какой-то степени возродило его прежнюю репутацию.

В течение многих столетий астрономия в Индии являлась предметом активного и целенаправленного интереса. Индийский субконтинент был естественным местом сосредоточения множества разнообразных культурных влияний, что замечательно иллюстрируют сохранившиеся звездные карты. В 1825 г. подполковник Джон Уоррен опубликовал обстоятельное исследование, посвященное календарям и астрономии Южной Индии. Он поведал о составителе календаря из Пондишери. Тот показал ему, как рассчитать затмение, используя лежащие на земле ракушки (служившие ему счетами) и таблицы, которые он запомнил с помощью особых слов и звуков. Его тамильский информант, ничего не знавший об индуистских астрономических теориях, был способен рассчитать таким образом лунное затмение 1825 г. с точностью до +4 минуты для его начала, –23 минуты для середины и –52 минуты для окончания. Этот человек действовал в соответствии с традицией, восходившей к «Панча-сиддхантике» и, помимо этого, к селевкидской вавилонской астрономии, то есть она насчитывала более двух тысячелетий.

Нельзя забывать о том, насколько сильно древнее знание зависело от механического запоминания: стихотворная таблица символов уравнений планетного движения (составленная Харидаттой) – только наиболее яркий пример общей тенденции, когда человек использовался как эквивалент электронных средств хранения информации. В Европе подобными средствами достигалась гораздо более простая задача по запоминанию пасхалий всеми служителями церкви и учащимися университетов.

Другая мелкая деталь, на которую, возможно, следует обратить еще большее внимание, – это время от времени встречающаяся в Индии манера деления радиуса обычной окружности на 57;18 частей, принятая потому, что это позволяло сделать ее охват состоящим из 360 частей. Здесь очевидна аналогия с нашим измерением углов в радианах. (Когда мы, как это принято, выбираем радиус в качестве единицы, то центральный угол, противолежащий дуге с длиной, равной радиусу, называется радианом и имеет величину около 57;18°.) Хотя Птолемей использовал стандартное деление радиуса на 60 частей, некоторые индийские астрономы предпочитали использовать деление на 150 частей. Оба этих обычая перешли в западную традицию и, наконец, были отвергнуты в пользу десятичной системы, возникшей в период Ренессанса и раннего Нового времени.

Хотя в пуранах заметно влияние, оказанное на них иранскими источниками и текстами, восходящими к ведическому периоду, их космологические разделы датируются первыми столетиями нашей эры. Земля в них представлена в виде плоского круглого диска, в центре которого находится гора Меру. Она окружена попеременно сменяющими друг друга кольцами воды и суши, образующими семь континентов и семь морей. Предполагалось, что небесные тела переносятся колесами, вращаемыми Брахмой вокруг звезды Северного полюса, с использованием веревок, сделанных из ветра. Эта космология была унаследована джайнизмом – монашеской религией, отвергшей, как и буддизм, авторитет Вед; однако начиная с V и VI вв. она испытала влияние со стороны новой формы греческой космологии с корнями, уходящими в эпоху, предшествующую появлению учения Птолемея. Так учение Аристотеля достигло Индии.

Истоки этого греческого влияния, вероятно, никогда не будут достоверно установлены, но оно совпало с завоеванием северной и восточной Индии династией Гупта. Другой причиной могут быть гонения несторианских христиан, устроенные императором Зеноном в V в., поскольку это привело к миграции в восточном направлении, увлекшей ученых с греческими и сирийскими текстами. Многие из них поселились в Гондишапуре. Как бы то ни было, это поспособствовало усвоению простейших планетных теорий с их периодическими зависимостями. Индийцы перевели их в свою систему времени, согласовав с юга соответствующей продолжительности. (Они основаны на вавилонском числовом значении с началом отсчета, уходящим в прошлое на 4 320 000 лет; теперь его называли Махаюга; оно подразделялось на части и доли этих частей, каждая из них имела свое название. Так, тысячу Махаюг, или десять тысяч Калиюг по 432 000 лет каждая, называли Кальпа.)

Все они были отдаленно связаны с греческим представлением о Великом Годе, и в Средние века обе эти традиции объединились в одну. Греческая идея уходила корнями в доплатоновский период, однако именно представление Платона о Великом Годе, по истечении которого планеты возвращаются в исходное положение, стало эталонным; но и весьма отличная от него идея возможности представления человеческой истории как периодически повторяющегося процесса, похоже, также имела многих сторонников. (Еще одну платоновскую идею: планеты движутся по своим траекториям с одинаковой скоростью, и поэтому их расстояния от нас обратны их угловым скоростям, обнаружили в индийском сочинении, написанном не позднее I в., и тогда же его включили в первую известную нам версию «Пайтамаха-сиддханты».) Великий Год, продолжительность которого Платон нигде не уточняет, захватил воображение неоплатоников, хотя Августин, исходя из религиозных соображений, довольно критично относился к идее периодических повторений; он полагал, что это обесценивает священность и уникальную значимость такого важного события, как покаяние. Тем не менее к IX в. бо́льшая часть подобного рода соображений проникла в западное сознание и в итоге получила яркое выражение в сочинениях астролога Абу Машара, где обнаружились некоторые индийские периодичности. У этого предмета слишком богатая история, ее сложно изложить в двух словах, однако необходимо отметить: общая идея цикличности мировых событий получила признание в силу всеобщей убежденности в том, что она основывалась еще на ветхозаветной мудрости.

О влиянии на Индию со стороны западных культур можно судить не только по доктринам, содержащим отголоски пифагорейского и стоического учений, но и по содержащимся в них числовым значениям юга. Почти все эти продолжительные временные периоды делились без остатка на 60³ = 216 000. Обычно употреблялись 2‐х, 4‐х, 6-ти и 8‐ми кратные значения этой величины, которые иногда умножались на какую-либо степень числа 10. Поскольку индийская система счисления была с самого начала только десятичной, в этой практике можно усмотреть очевидное влияние греко-вавилонской традиции. Есть все основания полагать, что система юга сформировалась не позднее III в. до н. э.

Индийцы цитировали планетные периоды примерно в такой манере: «5 775 330 сидерических месяцев равны одной Калиюге», а затем указывали дату, когда началась текущая Калиюга. (По западному летосчислению это совершенно определенный день 3102 г. до н. э.) Этого было достаточно для указания среднего положения планеты в последующие дни.

Индийская астрономия не чуралась проблемы неравномерности планетного движения, но решение этого вопроса осложнялось у индийцев чрезвычайно серьезным отношением к усвоенной ими аристотелевской космологии, где концентричность сфер считалась строго обязательной. Однако они сумели найти крайне любопытный вариант сочетания ее с греческой астрономией эпициклов. То, на чем они основывались, очевидно, относилось к доптолемеевскому периоду. (Например, в их теориях нет и намека на птолемеевские экванты, хотя следует признать, что принцип экванта неявно проводился в них и скрыто присутствовал в новых геометрических схемах.) И Солнцу, и Луне присваивался единственный эпицикл на их деферентных кругах, которые, как и все остальные деференты, были концентричны относительно центра Земли. Что касается планет, то каждая из них обладала двумя эпициклами с общим центром, и этот центр двигался по круговой траектории со средней планетарной скоростью. (Эпициклы назывались манда- и шихра-эпициклами.) У каждого эпицикла предполагалась вращающаяся по нему точка. В одном случае скорость движения была такой же, как в эпицикле соответствующей греческой модели. Другой случай – менее очевиден. Точка, как считалось, двигалась таким образом, что радиус, соединяющий ее с центром эпицикла, лежал на линии, задающей направление на голову Овна, долгота которой полагалась равной нулю. Однако эти точки в двух эпициклах являлись всего лишь вспомогательными элементами модели, и ни одна из них не идентифицировалась с планетой как таковой. Но где тогда располагалась планета?

Конечно, можно просто категорично заявить: долгота планеты определялась регламентированными процедурами расчета, сформулированными в тексте, и закончить на этом. Другими словами, мы можем, не особенно задумываясь, поступить так, как это делали сами индийские вычислители – применить правила, содержащиеся в тексте, и найти значение, соответствующее долготе планеты. Однако можно выбрать альтернативный путь и, используя греческую модель эпицикла, попытаться разобраться в том, каким образом индийцы вывели эти процедуры и как одна модель могла быть преобразована в другую.

Следует отметить, что первый, «бездумный», подход был отнюдь не безынтересен. Совокупность вычислительных правил предназначалась для получения исходного, далеко не точного приближения к искомой долготе, затем эта величина пересчитывалась до тех пор, пока повторный пересчет не переставал давать существенного изменения значения. Эта «итерационная» процедура далеко не тривиальна. Аналогичные процедуры часто применялись в астрономии более позднего периода, но здесь мы имеем дело с очень ранним и к тому же весьма эффективным приемом. Он обнаруживается уже в «Пайтамаха-сиддханте», в версии, датируемой V в. н. э. (Этот труд содержит множество других математических разработок греческого типа, касающихся тригонометрии и проецирования на плоскость.) Первое приближение в этой процедуре получалось делением пополам каждой из двух независимых поправок (см. следующий абзац). Именно по этой причине у арабских последователей индийцев эта операция получила название «метод деления уравнения».

81

Этапы эволюции индийских планетных моделей. Длина сплошных линий – постоянна.

Если исходить из греческих моделей, то обоснование этих нетривиальных процедур уведет нас далеко от нашей темы, но вполне можно представить схематичное описание возникшей ситуации. Для начала возьмем простую греческую схему с одним эксцентрическим эпициклом (ил. 81, верхняя часть), она может быть преобразована в схему с двумя неконцентрическими эпициклами, где второй эпицикл будет носителем главного эпицикла (нижняя левая часть рисунка). (Для осуществления этого преобразования можно воспользоваться отношениями подобия, сформулированными Аполлонием; мы разбирали их в главе 4, используя в качестве иллюстрации ил. 52.) Радиусы эпициклов образуют некий угол с вершиной в центре (он не изображен на рисунке), служащий поправкой («аномалией» или «уравнением»), которую необходимо прибавить к долготе планеты, либо вычесть из нее. Два рассматриваемых эпицикла не являются концентрическими, но поскольку возникает задача по расчету указанных уточняющих углов, они могут быть сведены к концентрическим (нижняя правая часть рисунка) посредством дополнительных преобразований, вводимых для уточнения поправок. К сожалению, в силу ограничений, налагаемых объемом книги, мы не можем более подробно рассмотреть здесь соответствующие процедуры.

Это сильно отличалось от физической модели планетных кругов. Хотя индийцы размещали Землю в центре планетных деферентов исключительно по физическим («философским») соображениям и, вероятно, по тем же причинам делали эпициклы концентрическими, они в конечном счете выбрали довольно экстравагантный путь. Мы убедились, что они сначала переняли греческие модели, затем провели с ними геометрические преобразования, внесли в них некоторые искажения, а затем с помощью «поправок для поправок» восстанавливали их, пользуясь исключительно вычислительными средствами.

«Пайтамаха-сиддханта» является текстом, написанным на основе «Брахмапакса» – сочинения, считавшегося откровением Будды. Существовало множество других текстов, написанных в той же традиции, однако есть одна влиятельная работа, особенно строго следовавшая указанному источнику. Она написана (еще на санскрите) Брахмагуптой в 628 г. н. э. на юге Раджастана. Это сочинение сыграло довольно важную роль в истории. Известное сначала как «Брахма-спхута-сиддханта», оно было привезено в арабский Багдад одним из послов из Синда между 771 и 773 гг. Арабы назвали его (или сочинение очень близкое ему по содержанию) «Зидж ал-Синд-Хинд». Именно под этим названием оно снискало широкую популярность в восточном и западном мусульманских мирах, Византии и западном христианском мире.

Брахмагупта предложил множество разнообразных способов рационализации процедуры вычисления планетных положений. Они включали в себя новые, достаточно изощренные правила вычисления планетных долгот и затмений. Помимо прочего, в них учитывались колебания размеров некоторых эпициклов. (Как мы увидим далее, он был не первым, кто воспользовался этой идеей.) Действительно, если наблюдатель находится не в центре деферента, то (представим себе мысленно эту картину) размеры эпицикла будут флуктуировать по мере того, как он движется по деференту. Такой способ учета поправок планетных долгот теряет смысл, если наблюдатель находится в центре деферента, однако нам не известно, что на самом деле хотел компенсировать Брахмагупта, поскольку вопрос о том, насколько точными являлись параметры индийских моделей, остается невыясненным.

В своих текстах индийские астрономы продолжали придерживаться этой традиции вплоть до VI в., и даже дольше. В XI в., в силу обратного влияния со стороны исламской (уже почти полностью птолемеевской) астрономии, в планетные параметры внесли значительные изменения, однако технические приемы, применяемые индийцами, практически не поменялись.

Первое полное описание индийских планетных моделей известно по копиям работ Ариабхаты I, датируемым VI в. Принято считать, что Ариабхата родился в 476 г. н. э. неподалеку от города, носящего сегодня название Патна (штат Бихар). Его астрономия была основана на строгом соответствии принципам, изложенным в откровении Будды. Кроме того, в качестве главного источника Ариабхата использовал «Пайтамаха-сиддханту». Он написал множество разнообразных астрономических работ, одна из которых, начиная с IX в., неоднократно воспроизводилась в арабоговорящем мире многими имитаторами. (Арабы называли ее «Зидж ал-Арджабхар».) Как известно, на юге Индии – территории, где он жил и творил, – все еще используют его методы, несмотря на прошедшие полтора тысячелетия со времени их создания. Ариабхата не слишком бережно относился к накопленному наследию, и это впоследствии вызвало осуждение со стороны Брахмагупты. Он сократил продолжительность юг, предположив, что планеты должны возвращаться в исходные положения спустя 4 320 000 лет, то есть через одну тысячную долю первоначального периода. Этот период был слишком мал для выхода планет в течение одной юги из головы Овна и нового возращения в нее, поэтому он произвольно манипулировал различными параметрами планетной теории, устанавливая апогеи планет в соответствии с астрологическими и нумерологическими принципами. В итоге он откорректировал свою систему таким образом, что состояние соединения наступало через 1 080 000 лет, то есть всего лишь через четвертую долю полного периода, называемого Катари-юга. Его нумерологические кульбиты обладали сомнительной научной ценностью, однако он всегда проделывал их с оглядкой на финальные параметры теории планетного движения и в итоге, как правило, получал более или менее правильные положения планет. Ариабхата ввел в употребление теорию колебаний планетных эпициклов (впоследствии это повторно проделал Брахмагупта). Его знакомство с греческими моделями подтверждается тем фактом, что он обсуждал в общих чертах то, как эксцентрический эпицикл соотносится с двойным эпициклом.

Здесь необходимо обратить внимание на противоречие, разделившее в последние десятилетия историков индийской астрономии на два лагеря. Оно касается конкретного характера зависимости индийцев от греческой астрономии. В начале этой главы я следовал мнению большинства, согласно которому алгоритмы индийцев были основаны на греческих эксцентрико-эпициклических моделях. Но есть специалисты, пытающиеся показать, будто эти алгоритмы гораздо лучше согласуются с определенными моделями, учитывающими экванты. (Проблема в определенной степени осложняется весьма незначительным различием между параметрами Птолемея и параметрами индийской астрономии, хотя они, безусловно, могут быть точно определены.) Если права вторая группа историков, то кому принадлежит первенство – «Альмагесту» Птолемея или каким-то более ранним греческим моделям с эквантом, послужившим общим предком для этих теорий? Аргументом в пользу второго варианта является отсутствие в индийской астрономии многочисленных сложных нюансов птолемеевой теории. Вместе с тем из того, как индийцы использовали эквант, можно заключить: этот концепт был проработан у них хуже, чем в «Альмагесте». Поэтому, скорее всего, надлежит сделать выбор между двумя вариантами: либо «Альмагест» был транслирован в индийскую астрономию весьма некачественно, либо принцип экванта греки открыли еще до Птолемея. Остается только надеяться на будущие поколения историков. Они решат, какая из этих альтернатив более достоверна, и не будут исходить из скрытого предубеждения в том, что Птолемей образует на этом фоне абсолютно одинокую фигуру.

Выдающийся математик Бхаскара I (даты его рождения и смерти неизвестны, однако его творчество, как мы знаем, приходится на 629 г. н. э.) был одним из многих истолкователей астрономии Ариабхаты, а его сочинения, в свою очередь, становились предметом множества комментариев. Он много писал о вопросах визуальных наблюдений Луны и планет, а также разработал способ расчета планетного движения по долготе, исходя из гипотезы о наклонном положении обоих эпициклов. Прямым последователем той же традиции был Латадева (ок. 500), который помог осуществить пересмотр и внес свой собственный вклад в «Сурья-сиддханту». Подобного рода деятельность по пересмотру этой широко известной работы продолжалась в течение тысячи лет, и для того, чтобы высказать о ней какое-либо суждение, необходимо принимать в расчет не только вносимые в нее многочисленные дополнения и исправления, но и локальную вражду между различными территориальными группами и даже семьями, которые были свидетелями этих споров. Астрономы часто заявляли, что они вносили исправления в работы своих предшественников, в то время как на самом деле всего лишь придавали им другое арифметическое оформление. Например, астрономы Кешава (сочинение 1496 г.) и Ганеша (сочинение 1520 г.), предполагая ввести некие усовершенствования, стали делить время на 11 периодов по 4016 дней каждый, и эта система, вышедшая из Гуджарата, подчинила себе всю Северную Индию, однако никаких очевидных астрономических преимуществ она так и не дала.

Примерно между III и IX вв. индийские вычислительные действия почти не имели параллелей с теми, что употреблялись во всем остальном мире, и даже после этого периода они были в высшей степени экстраординарны. По большому счету их отличала не столько теоретическая оригинальность, сколько азартная увлеченность видоизменением вычислительных техник и повторным внесением в теорию пересмотренных данных. Во многих случаях изменения вносились только ради самих изменений. В их астрономических доктринах имелось много отдельных занимательных фрагментов, но редко встречалось нечто характеризуемое как фундаментальные нововведения. У индийцев существовали довольно интересные правила для нахождения эвекции Луны (насколько среднее положение Луны отличается от ее реального положения в первой и последней четверти), сформулированные в сочинениях «Мунджала» в X в. и «Шрипати» в XI в., однако причины, по которым они это делали, не известны. В данном случае оба этих правила, так или иначе, восходят к Птолемею. Математические работы индийцев, особенно в области тригонометрии, как правило, более оригинальны, и их результаты усвоили исламский и западный миры. Индийские астрономы разработали несколько перспективных приемов в области теории приближений. Вплоть до XIV в. на Западе никто не мог так легко обращаться со степенными рядами тригонометрических функций (sin x, cos x и arctg x), как это делал Мадхава. Высшие достижения этого ученого из Керала (север Индии) относятся не к астрономии, хотя он, как известно, писал об этом предмете (мы знаем о его работах в этой области только по отчетам его учеников или поздних последователей). И все же между 1393 и 1432 гг. его ученик Парамешвара осуществил несколько фундаментальных астрономических наблюдений с помощью астролябии для уточнения солнечных и лунных параметров.

Но такие вещи случались редко. Индийская религиозная традиция являлась мощной управляющей силой не только по содержанию, но и по форме, а также по способу обучения посредством механического запоминания. В результате в типичной астрономической работе XVIII в. можно легко обнаружить ошибку, допущенную в одно из предыдущих тысячелетий. Здесь уместно вспомнить о ситуации, сложившейся в Китае, отличавшейся разительным образом от той, что была на Западе. Когда в Индию попадали новые данные из арабских и персидских источников (особенно после X в.), они часто приходили с примесью более древнего материала, просроченный характер которого, по-видимому, не являлся предметом повышенной обеспокоенности. Когда в 1732 г. «Альмагест» Птолемея перевели на санскрит, это было не просто историческим упражнением. В это время в Джайпуре (раньше он назывался Амбер), на востоке Раджастана, случилось что-то вроде астрономического возрождения. Махараджа Джай Сингх II установил в этом городе несколько крупных монументальных инструментов, однако они были исполнены в стиле, оставленном Европой далеко позади (ил. 82). Такая странная смесь разнородных элементов, появившаяся в течение пары десятилетий, – монументальные солнечные часы, перевод сочинения Птолемея и начало изучения гораздо более развитой европейской астрономии – может показаться удивительной только тому, кто упускает из виду размеры протяженной индийской территории и непомерную сложность ее социальной организации.

82

Монументальные каменные инструменты обсерватории XVIII в., построенной Джай Сингхом II в Бенаресе. Большей известностью обладает гораздо более крупная обсерватория, построенная им в Дели, хотя она содержит инструменты того же типа. Большая треугольная конструкция в левой части снимка, гипотенуза которой направлена на Полюс мира, является частью солнечных часов; их структура, по всей видимости, имела что-то общее с конструкцией секстанта Фахри. (См. пояснение этого нового термина на с. 299.) Цилиндрическое здание в правой части рисунка служило искусственным горизонтом для находящегося внутри него наблюдателя – отголосок неолитической наблюдательной практики, зародившейся пятью тысячелетиями ранее. (Фотография сделана в 1860 г., предположительно Сэмюэлом Борном.)

Индийский консерватизм отчасти объясняется следующим: мотивы индийских астрономов были, по преимуществу, религиозными и астрологическими, особенно в ранние века. Их усилия направлялись, например, на составление календарей, устанавливающих моменты проведения религиозных ритуалов. Работы, приходившие из арабского и персидского миров, давали понять, что жизнеспособность теории должна обеспечиваться ее проверкой с помощью наблюдений, но в Индии так и не возникло устойчивой тенденции, которая позволила бы связать астрономию с другими системами знания. Попытки увязать ее с физикой были довольно редки, даже спустя долгое время после начала взаимодействия индийцев с европейцами. Безусловно, у европейцев не существовало намерения сразу же привезти с собой научное знание и научные книги для обращения индийцев в западную науку, но это постепенно происходило. Показательным в данном случае является пример Рубена Барроу – британского учителя математики и геодезиста, прибывшего в Индию в конце XVIII в. Он способствовал организации двухстороннего обмена астрономическими идеями. Кроме того, он составил описание истории индийской астрономии, хотя больше прославился своей любовью к бутылке, чем к науке. (На титульном листе своего экземпляра ньютоновских «Principia» Барроу написал весьма непристойные слова в адрес королевы Анны.) Еще более ценным послом западной науки стал Ланселот Уилкинсон, принявший все меры к переводу на санскрит наиболее современных европейских работ. Имелись и многие другие посредники, в частности из Франции, о которых мы поговорим чуть позже. Эта деятельность, наконец, принесла свои плоды, и была проведена большая работа по приданию особого статуса новому оригинальному знанию, что проявило себя, например, в астрофизике – в обсерваториях, построенных в Кодайканале и Мадрасе. Именно там Джон Эвершед обнаружил в 1909 г. радиальные потоки вещества в солнечных пятнах, параллельные поверхности Солнца. В XX в. Индия подарила миру в лице Субраманьяна Чандрасекара одного из ведущих специалистов в области физики звезд. Можно назвать и многих других специалистов, но попытка составить «список индийских астрономов» докажет всего лишь одно: слово «астрономия» применялось и продолжает применяться у них для обозначения широкого круга предметов, различных по содержанию и фундаментально не совпадающих по целевым установкам.

В связи с выдающимся вкладом в астрономию, сделанным мусульманами, возникает искушение забыть об астрономических традициях народов, подчиненных арабскому политическому влиянию. Тем не менее в первые годы существования ислама арабская астрономия была относительно примитивна, и большая часть цивилизованных народов, захваченных арабами между VII и IX вв., – индийцы, персы, сирийцы, копты и греки – достигли гораздо более высокого уровня интеллектуальной культуры. Это можно рассмотреть на примере сравнения их математических планетных теорий, попыток давать оценку способам, посредством которых звезды влияют на земную жизнь, или астрономического содержания их календарных систем. Иудейская астрономия также стояла ступенью выше, хотя она часто рассматривалась всего лишь как инструмент для составления религиозного календаря.

Если не вдаваться в подробности, в истории иудейского календаря существовало три этапа: библейский, талмудистский и постталмудистский. Движущей силой каждого из них была потребность в установлении дат религиозных празднеств, и все главные системы строились на лунно-солнечных зависимостях. Сначала опорные ориентиры календарного года устанавливались с помощью наблюдений за Солнцем и Луной. Постепенно в этот процесс вовлекалось все больше и больше теории и в итоге верховенство получали чистые вычисления. Поскольку погода не всегда позволяла увидеть молодой месяц, это служило стимулом для разработки строгих теоретических правил определения продолжительности месяца. Главным источником внешнего влияния была вавилонская традиция лунно-солнечного года, и в Талмуде ясно сказано, что иудеи определились с названиями своих месяцев во время вавилонского плена. Однако в Вавилоне оставалось влиятельное иудейское сообщество, и его члены отнюдь не являлись абсолютно бесправными.

Еще до разрушения храма Ирода в Иерусалиме в 70 г. н. э. существовало несколько более или менее простых календарных правил, неочевидные детали которых мы здесь разбирать не будем. После разрушения этого храма Синедрион (высшая судебная инстанция и верховный совет Иерусалима) переместился в Явниэль (современный Явне – к югу от Тель-Авива), но за этим органом оставались полномочия по принятию решения о появлении новой Луны. Синедрион собирался в двадцать девятый день каждого месяца для того, чтобы утвердить показания соответствующих свидетелей. В принятии решения участвовали созываемые патриархом ученые, после чего в главные иудейские сообщества отправлялось письмо с надлежащим уведомлением. Между вавилонскими и палестинскими сообществами существовали серьезные противоречия, и сохранились отчеты об инцидентах, в которых говорилось о самаритянах, разжигавших костры для ускорения появления новой Луны и, таким образом, введения иудеев в заблуждение.

Со временем стала намечаться отчетливая тенденция отхода от использования Синедрионом эмпирических свидетельств в пользу рациональной лунной и солнечной теории. Например, в конце II в. ректор Негардейской академии в Вавилоне Самуил Ярхинаа (по прозвищу «Астроном», ок. 177–257) составил свой календарь празднеств, чтобы не зависеть от Иудеи. Его примеру последовали другие, и к началу IV в. качество экспертной работы стало таковым, что появление новой Луны оказалось возможным определять исключительно с помощью вычислений, несмотря на консервативные протесты со стороны тех, кто предпочитал использовать старые методы.

Стадия окончательного утверждения соответствующих процедур наступила в период правления римского императора Константина I (ок. 280–337) – печально известного гонителя иудеев. К этому времени накопились значительные разногласия между иудейской и христианской практиками. На Никейском Вселенском соборе (325), где в пылу многих столкновений были выработаны правила, регулирующие время празднования Пасхи, удалось достигнуть широкого согласия по этому вопросу, а именно что христианская Пасха не должна совпадать с иудейской. Действия Константина носили более серьезный характер: он запретил все религиозные обряды, включая календарные расчеты. Именно тогда, в знак неповиновения, патриарх Гиллель II (330–365) решил установить и широко декларировать твердые правила календарных вычислений – правила, которые предписывалось исполнять всем иудеям. Актом высшей справедливости их возвратили вавилонскому сообществу. Счет этого календаря, как полагает большинство ученых, велся от 359 г. н. э., хотя некоторые из них считают, что это поздняя доработка, относящаяся к периоду после 500 г.

Для всестороннего обсуждения темы составления календарей понадобилось бы написать отдельную книгу, но появившаяся в итоге форма иудейского календаря может быть использована для краткой иллюстрации трудностей, с которыми сталкивались авторы, чьи религиозные сочинения вели их к употреблению лунно-солнечной системы измерения времени. В данном случае календарные месяцы устанавливались строго по Луне, в то время как иудейская Пасха являлась исключительно весенним праздником, то есть эмпирически определяемым относительно солнечного года. (Празднование проводилось вечером четырнадцатого дня [первого] месяца нисан и представляло собой «исход» израильтян из своих домов, дверные косяки которых окроплялись кровью ягнят, знаменующих, согласно Второй книге Бытия [12: 29], избиение первенцев у египтян.)

Проблема выбора какого-либо способа синхронизации двух систем измерения времени – солнечной и лунной – возникала во многих культурах, например в Китае и в Индии. Полученные решения радикальным образом отличались друг от друга правилами интеркаляции. Простейшим решением для большинства культур, использовавших только солнечный календарь, был способ интеркаляции, правила которой знакомы нам по изменению числа дней в феврале. Эти правила более или менее соответствуют тому, что продолжительность истинного солнечного года превышает целое количество дней на одну четвертую долю суток. Те, кто хотел учесть движение Луны, сталкивались с гораздо более серьезной проблемой. В случае выбранного нами в качестве примера иудейского календаря вместо стандартного деления «общего года» на двенадцать месяцев применялись правила определения количества дней для каждого месяца (29 или 30) и правила введения в какой-то определенный год тринадцатого месяца. Таким образом, иудейский общий (не високосный) год насчитывал от 353 до 355 дней, а високосный – от 383 до 385 дней. Имелись правила для определения високосного года; в качестве такового выбирался каждый третий, шестой, восьмой, одиннадцатый, четырнадцатый, семнадцатый и девятнадцатый год 19-летнего «Метонова» цикла. Нам не обязательно углубляться в этот загадочный мир календарных манипуляций для понимания того, что они выходили за рамки обычных астрономических истин. Не кто иной, как сам Маймонид – величайший еврейский теолог XII в., приложивший немало усилий для согласования законов иудаизма с рациональной философией, утверждал: иудейский календарь был открыт Моисею Богом. В Европе XVI в., когда интерес к изучению такого рода вопросов достиг своего пика, календарь Гиллеля стал пользоваться особым уважением не потому, что принимал в расчет астрономические данные, а так как решал проблему согласования религиозных воззрений с реальным движением светил. Традиции иудейского календаря, соотносимого с еврейской Пасхой, безусловно, оказали серьезное влияние на христианскую пасхальную традицию, хотя правила ее расчета были сознательно изменены; и это частично объясняет то, почему они служат предметом столь высокого интереса.

Не все календари Ближнего Востока имели привязку к Луне. Например, коптские христиане из Египта использовали календарь, основанный на древнеегипетском солнечном календаре. (Каждый из их месяцев насчитывал по 30 дней, замыкаясь «малым месяцем» из пяти, а раз в четыре года – из шести дней.) Если их можно назвать народом Солнца, то мусульмане – это народ Луны, поскольку исламский календарь исключительно лунный, а не лунно-солнечный. В силу того что он никак не соотносится с солнечным циклом, его месяцы не привязаны к сезонам и медленно скользят относительно них. Существуют весьма расплывчатые договоренности по поводу того, с какого времени вести летосчисление: согласно представлениям большинства мусульман, это должно быть время заката 15 июля 622 г. – первый день месяца Мухаррам года Хиджры (года бегства Пророка в Медину), хотя точная дата Хиджры неизвестна. Существуют также различия между гражданским календарем со строго заданной продолжительностью месяцев и более часто используемым религиозным календарем, где определение начала месяца по наблюдению молодой Луны является принципиальным условием. (Некоторые современные астрономы рассказывают, что получают телефонные звонки с вопросами о том, в какой день будет впервые наблюдаться лунный серп; после этого религиозные власти делают официальное объявление, основываясь на не всегда согласующихся друг с другом ответах. В разных частях света есть мусульмане, получающие извещение по факсу или по электронной почте из Мекки о возможности визуального наблюдения Луны.) Несмотря на множество незначительных расхождений, вносящих одно- или двухдневную неопределенность в датировку предшествующих исторических событий, существует общепринятая схема деления мусульманского года: это двенадцать месяцев, длящихся по 30 или по 29 дней каждый. Впоследствии было введено правило для изменения продолжительности двенадцатого месяца: одиннадцать раз за 30 лет он считается равным не 29, а 30 дням. Таким образом, год обычно насчитывает 354 дня, реже – 355 дней. Годы с одним лишним днем часто расценивались как результат излишнего мудрствования вычислителей и игнорировались большинством арабов, ведущих свой календарь по наблюдениям.

Для выработки грубого эмпирического правила корреляции западного календаря с исламским достаточно отметить следующее: последний короче первого примерно на 3% и начинается с 622 г. н. э. – года Хиджры. Что касается мусульманской недели, то она почти в точности воспроизводит иудейскую и тоже состоит из семи дней (в мусульманском мире дни недели скорее нумеруются, чем перечисляются по названиям), заканчиваясь субботним днем, который считается седьмым по счету.

В том, что мусульмане выбрали лунный календарь, задействована культурная компонента, очень легко упускаемая из виду, если уделять внимание только зачастую довольно громоздким вычислительным схемам. Особый акцент в спорах по поводу его происхождения делается на традиции, введенной в 638 г. халифом Омаром. Многие приписывают ее непосредственно Мухаммеду, но представляется вполне очевидным ее глубокая связь с гораздо более ранними традициями доисламской Аравии. В этом регионе уже использовались как лунный, так и лунно-солнечный календари, и роль Пророка заключалась в том, что он просто наложил запрет на использование последнего. В Коране сказано: поскольку согласно Закону Божьему год должен делиться на двенадцать месяцев, вставка тринадцатого месяца (это проделывалось в лунно-солнечном календаре) будет служить на руку неверию. Кроме того, Пророк осознавал угрозу, исходившую от культов поклонения Солнцу, довольно широко распространенных в Аравии.

Однако существовали и другие факторы культурного характера, способствовавшие выбору такого решения. Они довольно просты: лунный календарь идеально подходил для кочующих народов Аравии. Для них сезонные изменения не играли большой роли, в то время как для земледельцев сезоны значили все, поэтому солнечный или лунно-солнечный календари обладали очевидными преимуществами. Те, кто использовал лунный календарь, безусловно, обладали средствами наблюдения за сменой сезонов. Они применяли (а в некоторых земледельческих календарях Аравийского полуострова продолжают применять по сей день) систему, где эклиптика делилась на двадцать восемь лунных стоянок, больше известную нам по китайской и индийской астрономии. Эти стоянки, как и полагается, помечались особыми звездами; кроме того, есть все основания считать, что у арабов была своя система предсказания погоды под названием анва, основанная на группах звезд, восходящих в определенное время года непосредственно перед рассветом, объединенная ими с индийской системой лунных домов (mansions). Английский термин mansion произошел от латинского слова mansio (жилище), выбранного первыми переводчиками для передачи арабского термина манзила ал-камар. Последнее название использовалось для обозначения скорее места отдыха верблюда в караване, а не жилища, а это лучше соответствовало идее места отдыха Луны в череде последовательно сменяющихся ночей сидерического месяца.

На юге Аравии сохранились надписи, позволяющие судить о различных местных календарях, и хотя детальная информация о них отсутствует, можно сделать следующее заключение: некоторые из них являлись, несомненно, лунно-солнечными и их завезли из‐за пределов полуострова. Тот факт, что определенные представления о календарях пришли с востока, с очевидностью вытекает из следующего соображения. В ранних текстах летосчисление велось не по эрам (как это было у христиан и мусульман), а по именам назначенных должностных лиц – эпонимам. Такую же систему применяли ассирийцы, используя в качестве названий имена должностных лиц, назначенных лиму; аналогичным образом поступали сабейцы, а впоследствии – афиняне; у них соответствующий чиновник назывался архонт эпоним. Эта система постепенно отмирала, поскольку она с трудом совмещалась с вычислительными системами, которым отдавали предпочтение астрономически подкованные мыслители. На исходе доисламского периода в Аравии было введено несколько различных эр. Наиболее известной из них является эра имьяратов, начавшаяся в 110 (или, по другой версии, в 115) г. до н. э.

Календари – достаточно скучная вещь, но они вносят порядок в человеческую жизнь, и есть немало практических резонов относиться к ним с подобающей серьезностью. После стремительной экспансии ислама в течение первых веков его существования необходимо было наладить датирование деловой переписки с официальными представителями вновь захваченных территорий, но местные календари сильно отличались друг от друга как по стилю, так и по эпохам, от которых велось летосчисление. Сасаниды (правящая династия в Персии), находившиеся у власти с 226 г. н. э., использовали в качестве начала своей эпохи 16 июня 632 г. н. э. – дату восшествия на престол последнего сасанидского монарха Йездигерда III. В Сирии был основан халифат, но она являлась частью Византийской империи и использовала римский календарь юлианского типа, но с отсчетом лет от 1 октября 312 г. Коптская эпоха начиналась 3 августа 284 г. Возникла насущная потребность в единообразном календаре, безотносительно к тому, какая конкретно форма будет выбрана в качестве его основы. Дополнительная выгода заключалась в том, что это помогало стереть память о тех религиях, с которыми ассоциировались старые календари. Но оставалась проблема установления соответствия с датами других календарных систем, особенно с юлианским календарем Римской империи. И в этой области было задействовано много экспертов; но религия мусульман – жестко кодифицированная и незыблемая – продолжала тесно связывать их с системой, наилучшим образом пригодной для пустынных кочевников.

Отличие исламской астрономии от астрономии соседних культур заключалось отнюдь не в правилах составления календаря. Расцвет исламской учености в самом широком понимании этого слова производит глубокое впечатление, и начался он с обычного накапливания передовых интеллектуальных достижений внешнего мира. В этом процессе участвовало множество астрономических «данников». К этому времени Иран, по всей видимости, располагал меньшим количеством того, что он мог предложить по сравнению с Индией, однако он являлся очень важным посредником, к тому же персидская культура была древней и богатой. Оттуда пришло множество неожиданных ключевых решений, повлиявших на исламскую астрономию. Например, у персов существовало два календаря, летосчисление которых велось с 503 г. до н. э. – девятнадцатого года правления Дария I. Судя по всему, в основе одного из них лежал тропический год, а другого – сидерический. Древний персидский календарь был лунно-солнечным, но в нем не применялись вавилонские правила интеркаляции. Однако один из новых календарей (религиозный) использовал продолжительность года очень близкую к вавилонскому сидерическому году (Система Б), поэтому его заимствованный характер не вызывает сомнения. Кстати говоря, одновременное существование двух календарей, использующих разную продолжительность года, является свидетельством того, что почва для открытия гиппарховой прецессии была подготовлена задолго до совершения самого открытия и примерно за тысячу лет до возникновения ислама.

Если выйти за рамки календарной темы и продвинуться чуть далее, то можно обнаружить несколько доисламских сочинений, написанных на пахлави, которые впоследствии стали весьма влиятельными в исламской астрономии, а чаще – в астрологии. (Язык пахлави можно охарактеризовать как древнеперсидский, но в нем использовалась семитская система письма, скрывающая способ произношения слов.) Вскоре после того как Ардашир I основал в 226 г. н. э. Сасанидскую империю, переводчики взялись за работу по последовательному переложению греческих и индийских астрологических сочинений на пахлави. На этот язык были переведены такие астрологи, как Тевкр Вавилонянин, расцвет деятельности которого пришелся, по-видимому, на I в. до н. э., и Веттий Валент – влиятельный греческий астролог из Антиоха, живший во II в. н. э. Помимо этого, были переведены Дорофей Сидонский – астролог-поэт, живший в одно время с Веттием Валентом, и мифический Гермес, а также один индиец, известный под именем «Фармасп». В целом иранские переводы вполне соответствовали эллинистическим произведениям, однако их слегка модифицировали привнесением идей, взятых у индийских религиозных сочинителей. Кроме того, у сасанидских астрологов существовали и свои собственные идеи. Позже они оказали существенное влияние на мусульманские и христианские воззрения в результате применения умеренных греческих астрологических доктрин, касающихся личных гороскопов и предсказаний событий наступающего года, к широкомасштабной мировой истории. Сасаниды мыслили крупными категориями, и не так уж сложно установить источник их происхождения: вероятно, они подпали под чары зороастрийской религии, делившей историю (как прошлую, так и будущую) на двенадцать тысячелетий. К тому времени милленаризм стал силой, с которой в отдельных регионах уже нельзя было не считаться, особенно в среде христиан, иудеев и мусульман.

Упомянутые персидские книги сыграли особую роль в передаче арабам астрологического знания, и астрономия, использовавшаяся в них в качестве подспорья, составляла их неотъемлемую часть. В одном из классических арабских текстов, написанных Абу Машаром, автор заходит настолько далеко, что называет астрологию «персидским учением». Кроме того, имелись переводы индийских книг и «римского megiste». Все они были доступны начиная уже с 250 г. н. э. Персы шаг за шагом развивали варианты собственной астрономии, но они представляли собой странные гибридные образования, не имевшие продолжения, поскольку их культура формировалась, будучи зажатой между греческой и индийской. Около 550 г. н. э. подверглась переработке наиболее весомая персидская работа, увидевшая свет под названием «Зидж аш-Шахрийар». После перевода на арабский язык (ок. 790) она стала известна под именем «Зидж аш-Шах». Эта работа в значительной степени основывалась на индийских источниках. В Испании она продолжала использоваться вплоть до XI в., главным образом потому, что содержала таблицу звездных положений. Впоследствии это сочинение было утрачено, но многочисленные сведения о нем содержатся в других источниках, особенно в работах выдающегося мусульманского мыслителя XI в. ал-Бируни.

Этот великий астроном, математик, географ и историк (мы еще поговорим о нем в следующей главе) родился в регионе, располагающемся южнее Аральского моря, и умер в Газни (современный Афганистан). Он много путешествовал и располагал всем необходимым для написания подробного исследования, посвященного обычаям и учениям индийцев, в котором привел несколько интересных фактов, касающихся Персии. Упоминая о «воскресителе Персидской империи» Ардашире, он пишет, что этот правитель возродил классовое или кастовое общество, поставив на первое по важности место рыцарей и князей; на втором он расположил монахов, священников-огнепоклонников и законников; а к третьему классу причислил «врачей, астрономов и других ученых мужей» (Sachau E. C. Alberuni’s India. London, 1910). (За ними шли землепашцы и ремесленники. Будучи мусульманином, ал-Бируни враждебно относился к кастовому делению.) Рассуждая о «Зидж аш-Шах», он упоминает, что в этом сочинении нулевой меридиан берется по Вавилону, а не по Удджайну, как в индийских таблицах. Скорее всего, Вавилон выбрали потому, что столицей Сасанидов был расположенный неподалеку от него город Ктесифон.

Когда в 762 г. ал-Мансур закладывал Багдад в тщательно подобранный для этого день (по юлианскому календарю это 30 июля) в соответствии с гороскопом, специально составленным для этого события, благоприятный момент выбирался двумя астрологами. Одним из них был Машаллах – обращенный иудей из Басры, а вторым – некий перс, чье имя обычно переводится на арабский язык как Наубахт. Почти не вызывает сомнений использование для расчетов сочинения, написанного на пахлави, которое перевели на арабский язык под названием «Зидж аш-Шах». Знавший пахлави Машаллах начал использовать его, когда занялся составлением гороскопов для нескольких своих сочинений, написанных в последние десятилетия VIII в. Как мы уже упоминали, в период между 771 и 773 гг. один из членов посольства Синда, направленного ко двору ал-Мансура, привез с собой важную астрономическую работу, написанную на санскрите. Считается, что сам халиф настоял на его переводе на арабский язык, и это сделал упомянутый посол совместно с ал-Фазари. Впоследствии этот перевод разошелся во множестве арабских аналогов, большинство из которых носило подражательный характер.

С этого момента начался период лихорадочного поиска и перевода на арабский язык астрономических и астрологических работ, зачастую без должного внимания к качеству оригинала. Вслед за авторитетными письменными произведениями устные традиции покоренных народов также пробивали себе дорогу на страницы астрологических текстов. Астрология разрасталась особенно бурно, так как в ней, в отличие от математической астрономии, несообразности не составляли такого яркого контраста. В тех регионах, где верх брало христианское вероисповедание, деятельность астрологов обычно осуждалась, и даже запрещалась. Именно так, например, обстояли дела в Сирии, хотя астрология соперничала здесь с сильно распространенным языческим ведовством, процветавшим в Харране. У иудеев, обитавших в этом регионе, астрология испытывала противодействие со стороны ортодоксов; и все же на заре исламской цивилизации многие евреи не только практиковали ее, но и снабдили мусульман сочинениями некоторых своих выдающихся авторов. Среди них – Сахл ибн Бишр, Санад ибн Али, Раббан ат-Табари и один из наиболее выдающихся астрологов своего времени Машаллах. Таким образом, арабы инициировали политическое завоевание, но вскоре сами попали под интеллектуальное господство других культур.

Исламское вероисповедание ведет свое начало от учения Мухаммада. Сначала его подвергли гонениям в своем родном городе Мекке, но судьба резко переменилась после того, как в 622 г. он бежал в Медину вместе с парой сотен своих последователей. Взяв на вооружение проповедь и войну, новая вера быстро распространилась по всему Аравийскому полуострову. В течение всего лишь десяти лет после смерти Мухаммада в 632 г. его последователи сумели полностью подчинить себе Армению, Месопотамию и бо́льшую часть Персии на востоке, а также Египет на западе. В ходе последующего столетия они захватили северное побережье Африки, бо́льшую часть Испании, а европейское побережье Средиземного моря регулярно подвергалось их нападениям. Продвижение мусульман в Европу, достигшее пределов современной Франции, остановил Карл Мартелл, одержавший победу в битве при Пуатье (732). К этому времени на востоке уже были покорены вся Персия, а также бо́льшая часть Кашмира и Пенджаба, и наступление в этом направлении продолжало развиваться. К моменту основания Монгольской империи исламское вероисповедание распространилось уже по всей Северной Индии. Мир не видел ничего подобного со времен Римской империи.

Поначалу ислам казался непобедимым, но постепенно он начал терять свои позиции как на Западе, так и на Востоке. Через тридцать лет после смерти Мухаммада в исламе возник фундаментальный раскол между суннитами и шиитами – последователями его третьего и четвертого преемников (халифов). Сирийский халифат, управляемый Омейядами, повелевал империей, простирающейся от Атлантики до Китая. После того как в 750 г. Абассиды свергли Омейядов, их правительство переместилось в Багдад. Мало-помалу эти арабы стали делить свою власть с другими династиями – например, в Персии и Турции (сельджуки). На Западе первые регионы, добившиеся независимости от Багдада, стали появляться в Испании, где в 756 г. один из сбежавших Омейядских правителей основал собственный эмират. Омейядский Кордовский халифат просуществовал до 1031 г. Наконец, в 1492 г. мусульман изгнали из Испании, но, как будет показано в главе 9, их вклад в европейское астрономическое образование (особенно в первые века) был поистине огромен.

В X–XIII вв. успешно развивавшееся нашествие монголов-язычников лишило арабов большей части завоеванной территории, в результате чего возникла новая империя со столицей сначала в Монголии, а затем – в Пекине. Монголы продвинулись в своих завоеваниях вплоть до Анатолии и в итоге были обращены в ислам, после чего на пути их следования образовалось несколько монголо-турецких государств. С противоположного направления ислам подвергался атакам со стороны следовавших друг за другом крестовых походов, инициируемых христианской церковью, целью которых была небольшая по площади, но духовно очень значимая для мусульман территория. Однако с современной точки зрения католическое Иерусалимское королевство являлось не более чем незначительной помехой для осуществления тотального влияния ислама в регионе, окончательно установившегося после захвата в 1453 г. Константинополя, что ознаменовало собой падение Византийской империи.

С момента своего зарождения ислам являл собой замечательный пример интеллектуального империализма, и в течение первых пяти или шести столетий все искусства и науки античного мира тщательно оберегались, а затем и приумножались, достигая под его покровительством чрезвычайных высот. Народы, принявшие ислам или с самого начала верившие в него, говорили на огромном количестве языков. Безусловно, греческий язык служил основой тех многовековых знаний, которые нас здесь особенно интересуют, однако в V–VI вв. многие греческие тексты перевели на сирийский. Арабы, как и большинство других народов, обладали собственными национальными астрономическими обычаями, однако их содержание отличалось относительной примитивностью и не заключало в себе почти никакой математики. Существовало много преданий, связанных с космическими и гелиакическими восходами и заходами звезд, и на каком-то этапе их объединили с индийской доктриной лунных домов – участков зодиака, используемых для измерения прохождений Луны. Эта астрономия помещала в фокус своего внимания главным образом сельскохозяйственные и метеорологические события. Сначала она передавалась в основном через устную традицию, но в итоге была кодифицирована в письменных календарях, которые продолжали воспроизводиться в течение столетий, существуя бок о бок с гораздо более сложными астрономическими трактатами.

Сначала теологи (воспринимавшиеся не столько как священники, сколько как носители сакрального знания) предпочитали довольствоваться древней простонародной астрономией, однако в течение первых двух столетий, с быстрым притоком новых теорий, даже они стали испытывать на себе серьезное внешнее давление. Астрономические методы настолько хорошо подходили для обслуживания религиозных нужд, что им было сложно сопротивляться: они помогали более точно определять часы молений; направление, в котором следует совершать молитву (так называемую киблу – направление в сторону Мекки); и время постов. Определение времени вознесения молитв стало отдельной самостоятельной задачей, и это служило хорошим стимулом для роста компетенции мусульманских астрономов, использовавших для этого астрологические приемы. Вновь учрежденные административные центры поощряли уважительное отношение к новым наукам, и были основаны школы с эффективно налаженным преподаванием этих наук. Мы уже рассматривали несколько случаев того, как астрономия находила себе дорогу в центральную часть исламского государства из Сирии, Харрана, Персии и с окраин Византийской империи. Не вызывает сомнений, что астрономическая деятельность являлась только одним из аспектов этого гораздо более широкого интеллектуального движения, но астрономия имела ряд важных преимуществ, поскольку она обладала религиозной ценностью. Она выступала в союзе с астрологией и поэтому могла удовлетворять общечеловеческим чаяниям, связанным с желанием знать свое будущее. Ее считали полезной для медицины, и поскольку у каждого правителя был личный врач, астрология имела все шансы найти себе применение на вершине социальной пирамиды. В Багдаде с большой пышностью отстроили городскую больницу, ставшую прототипом для многих других учреждений подобного рода. Рынок применения астрономического знания стремительно расширялся. Пользуясь случаем, отметим, что указанное лечебное учреждение было организовано по модели больницы в Гондишапуре – городе, располагавшемся в современной провинции Хузистан на юго-западе Ирана. Это был высокоавторитетный академический центр; около 560 г. персидский правитель Хосров I учредил при нем особый институт в стиле Александрийского музея, деятельность которого осуществлялась в основном на сирийском языке.

В Багдаде культивировалась не только формальная астрономия (и математика, необходимая для обслуживания ее нужд), но также и греческая космология, понимаемая как особый аспект греческой философии. Получила дальнейшее развитие доктрина небесных влияний сирийской неоплатонической философии, что заставило отказаться от харранских теологических идей. С жадностью поглощались иудейские и христианские воззрения. Сначала переводы античных текстов делались зачастую через вторые и третьи руки, поскольку многие греческие источники уже были переведены на персидский, индийский, еврейский и сирийский языки. Наиболее влиятельными покровителями наук являлись Аббасидские халифы из Багдада, особенно Абу Джафар ал-Мансур, Харун ар-Рашид и Абдуллах ал-Мамун. Определение «исламский» часто употребляется для характеристики их итогового учения, но нельзя упускать из виду разнообразные источники его происхождения. В течение одного-двух столетий в астрономии (равно как во многих других науках) были совершены яркие и по-настоящему передовые открытия.

Ал-Мамун, седьмой Аббасидский халиф, хорошо знал жизнь за пределами дворца, поскольку он был сыном персидской наложницы и говорил на языке своей матери столь же свободно, как и на арабском. Именно во время его правления (813–833) основанная еще до него Багдадская государственная библиотека достигла вершины своего расцвета. Сохранились сведения, что халиф выписывал греческие манускрипты из Византии и Кипра. Его переводчики работали одной большой командой, сравнивая различные варианты манускриптов и сверяясь, по мере возможности, с ранними сирийскими переводами. Такая работа продолжалась в течение примерно двух столетий, после чего она, исчерпав свои задачи, постепенно сошла на нет.

Мы уже упоминали о некоторых из этих переводов, например об «Альмагесте» Птолемея, о «Синдхинде» и о «Зидж аш-Шах». Выдающимся математиком и астрономом, занимавшимся в том числе и переводами, был Сабит ибн Корра (чуть позже мы поговорим о нем подробнее). В данном случае речь шла не только о предоставлении ученым возможности использовать отдельные ценные работы. Доступ к ним они не могли получить никаким другим способом, но, скорее, о создании огромной лингво-империи, сравнимой с теми, что создавались с опорой на греческий, латинский, санскритский, китайский, а впоследствии – английский языки, которая могла бы обеспечить интеллектуальную связь большого количества людей, отличавшихся друг от друга своими взглядами и верованиями, и чтобы у них не возникало острой нужды в знании многих языков для научной работы. «Арабская наука» была чем-то значительно бо́льшим, чем наука арабов, хотя со временем этот факт стал все чаще подвергаться забвению.

Мы уже упоминали о нескольких работах, содержащих в своем названии слово «зидж», без объяснения его значения, хотя и затрагивали общий принцип его использования, когда говорили о Птолемее. В «Альмагесте» содержался полный комплект таблиц, позволяющих каждому, кто занимался практической астрономией (устремления которой, несомненно, были связаны в первую очередь с астрологией), проводить более или менее рутинные вычисления, необходимые для ведения ежедневной работы. Таблицы Птолемея перемежались в тексте с их теоретическими обоснованиями, а потому были не очень удобны для регулярных вычислений, где процедуры обоснования не играли существенной роли. Поэтому в «Подручных таблицах» Птолемей обнародовал новую, немного измененную версию, во введении к которой объяснялись способы использования таблиц. (Сегодня, если не считать введения, сохранившегося в греческом оригинале, и отрывочных латинских копий фрагментов, собранных в VI в. из остатков греческого текста, мы можем судить об этой работе только по ее исправленному варианту, составленному Теоном Александрийским, жившим двумя столетиями позже Птолемея.)

Похоже, что первые астрономические работы, содержавшие математические выкладки и написанные на арабском языке (хотя они известны нам только по цитатам, приведенным в более поздних сочинениях), носили именно такой характер. Они пришли с территории, которую сегодня занимают Афганистан и пакистанская провинция Синд. Наиболее распространенным словом, применявшимся для обозначения отдельных таблиц, было «зидж». Спустя короткое время этот термин стал применяться для обозначения всей совокупности таблиц и именно в таком виде вошел в стандартное словоупотребление. Это арабское слово имело персидское происхождение, и его перевели на латинский язык (со всеми его ответвлениями) как azig или açig. Другим термином с аналогичным значением было латинское слово canon, пришедшее из греческого языка (часто, через посредство арабского, где оно калькировалось как qānūn). Все эти слова имели по меньшей мере два значения; первое – это нить в составе ткани (обратите внимание на аналогию с параллельными линиями, образующими столбцы таблицы) и второе – модель, эталон, нечто, позволяющее координировать чьи-либо действия. Поэтому в языках романской группы словом canon называли вводные инструкции к таблицам, объясняющие то, как их нужно использовать.

Некоторые из таблиц зиджа представляли собой только вспомогательные арифметические или тригонометрические приложения. Большинство зиджей включали таблицы синусоидальной и теневой (тангенциальной или котангенциальной) функций; их значения выписывались с интервалом в один, половину или четверть градуса и обычно приводились с точностью до трех шестидесятеричных знаков. (Таблицы хорд Птолемея построены по тому же принципу и теоретически должны были давать значения с точностью до пяти миллионных.) Со временем мусульманские астрономы значительно улучшили свои таблицы. Например, астроном X в. ас-Самарканди пользовался тангенциальными таблицами, также рассчитанными с точностью до трех шестидесятеричных знаков, но значения в них приводились с интервалом в одну минуту дуги. Еще до окончания этого века Ибн Юнис составил таблицу синусов до пяти шестидесятеричных знаков, рассчитанных с минутным интервалом: он не достиг желаемой точности, но обозначил цель, к которой следовало стремиться. В данном случае эта цель была более или менее достигнута в Самаркандском зидже, составленном Улугбеком в начале XV в.

83

Несмотря на разнообразие всевозможных типов астрономических таблиц, входящих в различные сборники (зиджи), большинство из них построены примерно по одному и тому же принципу, берущему свое начало в греческой и шумерской астрономии. На рисунке представлена страничка из зиджа, составленного андалузским астрономом Мухаммадом ибн ар-Раккамом ал-Ауси ок. 1300 г. н. э. В зиджах обычно употреблялась шестидесятеричная система записи чисел, для обозначения которых использовались буквы арабского алфавита. Целые числа могли записываться по шкале десятичных либо шестидесятеричных чисел. Представляется вероятным, что многие астрономы в процессе расчетов пользовались счетом по пальцам. Затем числа записывались словами, а вычисления производились главным образом в уме (но также и при помощи таблиц умножения). Промежуточные результаты могли удерживаться посредством сгибания соответствующих пальцев на руке, что было знакомо не только астрономам. Изображенная таблица содержит уравнение Солнца. Для интересующихся добавим, что в данном случае уравнение называется джузи («неполным»), поскольку следом шла более полная таблица, построенная с учетом переменности эксцентричности.

Одни таблицы зиджа требовались для проведения календарных вычислений, в том числе для перевода дат одного календаря в даты другого. Другие предназначались для определения времени суток и решения связанных с этим вопросов восхода или захода Солнца, Луны и планет. Имелись таблицы для оценки ежедневных и даже почасовых изменений положений этих тел; если говорить точнее, то в них указывались среднее движение, планетные уравнения (корректировочные условия, основанные на применяемых геометрических моделях), точки стояния планетных траекторий в моменты начала их прямого или попятного движения по зодиаку, а также долготы планет. (В качестве образца на ил. 83 показана первая страница одного из арабских зиджей, содержащая уравнение Солнца и данные о среднем движении Луны.) При этом, несмотря на то что планетные модели, используемые в этих таблицах, как правило, более или менее строго соответствовали птолемеевым и были выведены из традиции, установленной «Альмагестом» и «Подручными таблицами», многие из них основывались на индийских моделях, относящихся к традиции «Синдхинд». В конце концов, большинство астрономов нуждалось в зидже для как можно более быстрого получения итогового результата – совокупности солнечных, лунных или планетных положений для обслуживания какого-либо мероприятия или решения определенной проблемы. Эфемериды, в которых указывались полные наборы таких положений, расписанные по таблицам с (как правило) однодневным интервалом, были предпочтительнее обычных зиджей, но они встречаются довольно редко. Их расчет – крайне утомительное занятие, хотя существовали средства его упрощения при использовании вспомогательных таблиц, и встречались зиджи, содержавшие такие таблицы в качестве приложения. Когда величайший ученый XI в. ал-Бируни писал свою пространную «Книгу вразумления начаткам науки о звездах», он включил в нее инструкции по методике расчета эфемерид. Довольно сложно определить, сколько эфемерид было составлено на основе тех или иных зиджей, и у этого есть простая причина; зиджи обладали непреходящей ценностью, в то время как эфемериды становились более или менее бесполезными по прошествии того года, для которого они писались.

Другие таблицы, также входившие в зидж, предназначались для вычисления поправок лунного параллакса и определения обстоятельств солнечных и лунных затмений. В силу того что в большинстве восточных культур дата первого появления лунного серпа имела первостепенное религиозное значение (например, в установлении начала и окончания одномесячного поста Рамадана), существовали таблицы, предназначенные для определения этих дат. (Ученые-законники обычно довольствовались непосредственными наблюдениями, но астрономы разработали широкий набор технических приемов для решения этой, на первый взгляд, не такой уж сложной задачи.) Почти всегда прилагались координаты звезд. В простейших случаях они могли служить вспомогательным средством при создании приспособлений для измерения времени, таких как квадрант или астролябия. Для этих целей использовался короткий список, но часто попадались и переработанные варианты каталогов из 1022 звезд, взятых из «Альмагеста» Птолемея. Арабские названия звезд, упоминаемые в этих списках, оказали решающее влияние на европейскую номенклатуру, и многие из них продолжают употребляться по сей день, несмотря на их причудливое произношение. Таблицы обычно включали информацию, позволявшую внести прецессионную поправку в положения звезд. Она могла соответствовать упрощенной теории прецессии Гиппарха и Птолемея (когда добавлялся один градус долготы за столетие) или использовать параметр, уточненный в рамках той же упрощенной модели. Скорость прецессии считалась постоянной, и часто приводилось ее значение, соответствующее увеличению долготы на 1° за 66⅔ года, хотя некоторые астрономы давали и более точное значение. (В IX в. ее реальная скорость составляла примерно 1° за 71,9 года.) В некоторых зиджах использовалась более сложная теория, называемая теорией «восхождения и нисхождения». Позже она стала известна под именем теории «трепидации», где учитывалась неравномерность роста эклиптической долготы звезд.

Зиджи часто включали сборники таблиц для составления гороскопов; это таблицы совсем другого рода, облегчавшие применение таких концепций эзотерической астрологии, как «разложение лучей», «аспекты» и «обращение года». Существовали и другие таблицы, предназначенные для определения с помощью астрологических начал продолжительности и благополучия человеческой жизни. Многие таблицы годились для применения только на определенной географической широте и долготе. Поэтому, наряду со всем перечисленным, в зиджах часто обнаруживаются географические таблицы с перечислением географических координат крупных городов. К ним часто обращались в случаях, когда требовалось произвести расчет (астрологический или астрономический – неважно) для места, не совпадающего с тем, для которого изначально писались основные таблицы.

При первичном составлении таблиц к ним почти всегда прилагались каноны – руководства по использованию зиджей, хотя по истечении нескольких столетий они, как правило, утрачивались. Они редко содержали обстоятельные объяснения, но обладали определенной ценностью: зиджи давали пользователям общее представление о базовых астрономических принципах – о том, что не всегда можно было легко получить в другом месте. Поэтому зиджи часто отделялись от таблиц и циркулировали на правах самостоятельных текстов.

Начиная с середины VIII в. и до конца XV в. было составлено порядка двухсот незаимствованных зиджей и по меньшей мере двадцать из них включали в себя новые параметры, пересчитанные по результатам оригинальных наблюдений. Помимо прочего, это число дает наглядное представление о том, насколько высоко ценилась астрономия в странах исламского мира. В большинстве случаев в качестве базовой теории использовался «Альмагест» Птолемея, хотя есть примеры, когда за основу брались индийские и иранские теории (мы уже отмечали это ранее). Наиболее ярким сохранившимся свидетельством подобного восточного влияния являлся «Зидж ал-Хорезми» (ок. 840), о котором мы подробнее поговорим чуть позже. В течение долгого времени главным центром этой новой деятельности являлся Багдад – первый достойный преемник Александрии в вопросах поддержки науки. Начиная с середины IX в. Иран взял первенство в составлении зиджей на Востоке. Позже немаловажную роль в этом процессе сыграли иудеи, особенно в мусульманской Испании. Но где бы ни занимались практической астрономией, зиджи всегда являлись составной частью ее рабочего инструментария и, вне всякого сомнения, ценились средним астрономом гораздо выше, чем теории, лежащие в их основе.

Абу Машар (787–886) родился или в Балхе (провинция Хурасан), или неподалеку от него, и хотя в итоге он поступил на службу к Аббасидам в Багдаде – покорителям его народа – интеллектуально он продолжал числить себя иранцем, принадлежавшим к шиитской секте. Когда ему исполнилось 47 лет, знаменитый неоплатоник ал-Кинди убедил его в необходимости изучить математику, чтобы научиться понимать философию, после чего интерес Машара обратился к астрологии. Известность, приобретенная им благодаря занятию этим предметом, была весьма велика. В некоторых кругах до сих пор можно обнаружить его последователей. В каком-то смысле приходится лишь сожалеть о том, что этот человек получил образование на перекрестье столь многих непохожих друг на друга традиций – греческой, индийской, иранской и сирийской, наряду со всеми их разветвлениями, – и что он понимал столь много языков. Когда он пытался создать некое обобщенное представление обо всем этом, то, к сожалению, широта и разбросанность исходного материала не оставила надежды получить хоть какое-то подобие согласованности. Это типичный недостаток большинства, если не всех практикующих астрологов. Тем не менее его философское восприятие отличалось оригинальностью, а попытки использовать труды сторонников Аристотеля и Платона для обоснования астрологических воззрений легли в основу многих дискуссий, развернувшихся впоследствии в исламском и христианском мирах. По какой-то причине его не вполне аутентичная трактовка Аристотеля достигла Европы до того, как туда попало большинство оригинальных аристотелевских работ.

Ранее изученная Абу Машаром религиозная экзегеза научила его разбираться в календарях и хронологии, и нет ничего удивительного в том, что позже он стал отстаивать идею, согласно которой научное знание было передано человеку в несовершенном виде, и поскольку оно имеет божественное происхождение, то истинное представление о нем можно получить только из откровения. Написав свой «Зидж ал-Хазарат», он попытался обрести это утраченное знание в области астрономии. В указанном зидже использовались индийские параметры и средние движения планет (выраженные в югах), но в рамках модели Птолемея. Это могло служить вполне явным свидетельством прогрессирующего снижения качества знания; и все же как предполагалось, этот зидж написан на основе манускрипта, сгоревшего в Исфахане еще до библейского потопа.

Свидетельством исторического подхода Абу Машара к науке с очевидностью служит одна его концепция, позже нашедшая отклик у многих как восточных, так и западных авторов. Его идея заключалась в том, что человеческие институты, такие как религиозные секты или светские образования (наподобие властителей халифата), претерпевают взлеты и падения в соответствии с последовательностью определенных типов соединений Сатурна, Юпитера и Марса. Эта доктрина внушала надежду тем, кто мечтал о возрождении Ирана, а в более поздние века – сеяла тревогу в душах тех, кто ожидал конца света или прихода Антихриста.

Исламские астрономы, обладавшие более тонким вкусом, сурово критиковали Абу Машара. Одним из них был величайший астроном ал-Бируни, и знаковым симптомом действительных мотиваций «астрономов» более поздних времен является крайне малое наличие сохранившихся работ Бируни, тогда как копии сочинений Абу Машара обнаруживаются в несметном количестве.

Другим крайне влиятельным астрономом, трудившимся под патронатом халифов Багдада, был ал-Хорезми (ум. не позже 850 г.), прославившийся своим зиджем, представлявшим собой смесь в высшей степени разнородных элементов индуистской, персидской и эллинистической теорий. Фундаментальной эрой этого зиджа – исходной датой, от которой велись вычисления, – была эра Йездигерда (или Яздигерда), и в его основе лежал персидский календарь. Позже зидж переработал мусульманский астроном ал-Маджрити из Кордовы (Испания). Он не без оснований приурочил фундаментальную эру к исламской Хиджре и пересчитал таблицы, приведя их к своему меридиану. Сопутствующая этому цепочка интеллектуальных изменений весьма примечательна (ранее мы уже частично затрагивали эту тему, но извилистый путь указанного сочинения через половину земного шара заслуживает того, чтобы рассмотреть его отдельно). Сначала доптолемеевская эллинистическая астрономия проложила себе дорогу в Индию и в итоге именно оттуда попала в трактаты, написанные на пахлави в Сасанидском Иране. Там она несколько раз пересматривалась и, наконец, обрела каноническую форму в версии Сасанидского царя Йездигерда III. После этого итоговый пахлавийский трактат перевели на арабский язык, он получил название «Зидж аш-Шах». Через посредников (возможно, в их числе находился ал-Фазари; мы ранее упоминали о нем как о переводчике одного индийского сочинения) он попал к ал-Хорезми, который составил на его основе свои таблицы. Затем эти таблицы, снискавшие себе славу не столько качеством, сколько оказанным ими влиянием, прошли долгий путь вдоль берегов Средиземного моря, пока не достигли Ал-Андалуса (мусульманской Испании). И даже тогда это длительное путешествие знаний, уже давно вышедших из употребления, было далеко от завершения. В начале XII в. одна из версий этих таблиц достигла Англии вместе с Аделяром Батским. До сих пор не выяснено – работал ли Аделяр в Испании или нет, но достоверно известно, что он отдавал явное предпочтение исключительно версии ал-Маджрити, которая на самом деле, скорее всего, являлась одной из переработок оригинального текста. И хотя зидж ал-Хорезми – самый древний арабский астрономический трактат, дошедший до нас в более или менее полном виде, сейчас мы можем судить о нем только по латинскому переводу, сделанному Аделяром.

Сегодня мы можем легко обнаружить следы индуизма в параметрах, лежащих в основе этих таблиц, даже не прибегая к систематическому рассмотрению всех этапов этого долгого путешествия. Какие-то из них, очевидно, были взяты из персидского источника, переведенного как «Зидж аш-Шах». Многие процедурные правила, разъяснение которых содержалось в канонах (например, метод «деления уравнения»), также имели индийское происхождение. Есть довольно веские основания полагать, что ал-Хорезми использовал в своих работах модель экванта, и это привело некоторых исследователей к предположению: эквант изобрели еще до Птолемея. Однако остается определенная вероятность того, что представление о нем пришло вместе с птолемеевыми источниками, никак не связанными с индийским материалом. Я упоминал об этой исторической проблеме ранее (см. с. 257).

Зидж ал-Хорезми отнюдь не избежал критики. Первым, кто обратил внимание на его недостатки, был его знаменитый младший современник ал-Фергани (этот факт отметил ал-Бируни). Однако даже если отголоски этих негативных отзывов и достигли Испании, то в очень ослабленном виде, поскольку зидж ал-Хорезми получил в высшей степени восторженный прием. Испания стала стартовой площадкой его невероятно успешной карьеры в Европе. Одним из самых удивительных доказательств жизнестойкости ал-Хорезми является продолжение использования его зиджа в Самарии до XVIII в., а в Каире – вплоть до XIX в. Этот факт документально зафиксирован в свитках, сохранившихся в иудейской Генизе.

Ал-Хорезми написал серьезную работу по алгебре, и, насколько можно судить, слово «алгоритм» на самом деле является производным от его имени; но кроме того, он написал едва ли не самый ранний из дошедших до нас трактатов по применению астролябии в арабо-исламской традиции. Сегодня мы знаем это благодаря единственной сохранившейся копии этого манускрипта.

В IX в. «Альмагест» и «Подручные таблицы» стали доступны в арабском переводе, и общее качество астрономической работы значительно улучшилось, поскольку было признано превосходство системы Птолемея. В течение двух столетий после смерти ал-Хорезми мир познакомился с работами пяти великих исламских астрономов: ал-Баттани, ас-Суфи, Абу-л-Вафы, Ибн Юниса и ал-Бируни. Они отнюдь не являлись выходцами из единственного центра интеллектуальной деятельности и работали в таких далеко отстоящих друг от друга регионах, как ар-Ракка, Багдад, Каир и Афганистан. В то время исламский мир начинал распадаться на несколько независимых государств по схеме, которую мы кратко охарактеризовали в начале этой главы.

Ар-Ракка располагался на левом берегу Евфрата, в северной части современной Сирии. Иными словами, хотя ал-Баттани (ок. 858–929) был мусульманином, он являлся уроженцем региона, примыкавшего к Харрану, где еще практиковалась астральная религия при весьма толерантном отношении к ней мусульманских правителей. Поколением ранее приверженцем этой религии стал Сабит ибн Корра.

Именно здесь ал-Баттани составил свой зидж (это, возможно, не самое удачное название для столь капитального сочинения), основанный исключительно на гораздо более развитых методиках Птолемея. Несмотря на всеобщую известность, до наших дней дошел только один арабо-язычный экземпляр этого манускрипта. В середине XII в. этот текст перевели на латинский язык, а затем на испанский и древнееврейский с привязкой уже к иерусалимскому меридиану.

Начиная с Птолемея и вплоть до конца VIII в. лишь считанное число астрономов отдавали себе отчет в том, что их наука нуждается в проведении наблюдений для проверки используемых теорий. В предисловии к своему зиджу ал-Баттани ясно дает понять: он по меньшей мере усвоил эту заповедь, скрыто присутствующую в «Альмагесте», и устанавливает нечто вроде моды на наблюдения. Безусловно, он был не первым, кто осознал насущную потребность в такого рода деятельности. Так, во время правления ал-Мамуна (ум. в 833) некая группа астрономов составила новый зидж, основанный на оригинальных наблюдениях, проведенных в Багдаде и Дамаске, и назвала его «Зидж ал-Мумтахан» («Проверенный зидж»). (На Западе он стал известен под именем «Tabulae probatae» – «Выверенные таблицы».) Во время правления той же династии Аббасидов Хабаш ал-Хасиб (ум. в 862) воспользовался многочисленными наблюдениями планетных положений, а также солнечных и лунных затмений, проведенными в указанных выше пунктах и своем родном городе Самарре. Мы увидим еще много примеров деятельности такого рода, существенной для поддержания астрономии в работоспособном состоянии.

Зидж ал-Баттани был написан в свежем и обновленном стиле, без раболепного повторения изложенного в более ранних работах, и с проявлением особого внимания к последним достижениям, таким как вновь полученное значение угла наклона эклиптики (23;35° вместо неточного 23;51,20° у Птолемея), новое направление апогея Солнца и новые формулы сферической тригонометрии. Он включал краткую характеристику используемых инструментов – солнечных часов с сезонной шкалой измерения времени, нового типа армиллярной сферы, стенного квадранта (то есть квадранта, неподвижно закрепленного на стене) и трикветрума (астрономического инструмента Птолемея, состоявшего из трех шарнирно-соединенных стержней). Его подробно составленные таблицы тоже несли в себе много новых, хотя и не столь явно выраженных сведений; и в то же время некоторые из его объяснений теории планетного движения сделаны на скорую руку и даже содержали ошибки. Но нам следует проявить снисходительность, поскольку, скорее всего, они являлись не более чем свидетельством спешки талантливого астронома.

Он не был первым, кто получил новое значение для угла наклона эклиптики: столетием ранее астрономы ал-Мамуна вывели для этого параметра значение 23;31°, а некоторые другие считали его равным 23;33°. Не был он и первооткрывателем изменений в направлении солнечного апогея. Как стало известно сегодня, еще до него Сабит ибн Корра (или, что тоже возможно, Бану Муса, два состоятельных брата) по счастливой случайности получил несколько лучшее значение для этой величины. Работу ал-Баттани отличало педантичное описание примененных им новых методов, позволяющее читателю оценить качество результатов с учетом точности проводимых наблюдений. В этом отношении она была в целом удачна, и поэтому при получении нового значения эксцентриситета солнечной орбиты (2;04,45 частей – примерно на 3% выше истинного значения для того времени) он значительно улучшил не в меру завышенное значение, приводимое у Птолемея. Кроме того, он ввел существенные уточнения для значений скорости прецессии и продолжительности тропического года.

В определенных кругах средневековой Европы этот зидж пользовался особым влиянием. В середине XII в. его перевел Роберт Честерский – человек, прославившийся первым переводом Корана на латинский язык. Другой вариант перевода зиджа, имеющийся в настоящее время только в одном экземпляре, примерно в это же время сделал Платон Тивольский. Древнееврейские таблицы Авраама бар Хийи представляют собой переработку таблиц ал-Баттани. Кроме того, в XIII в., во время правления Альфонсо X, некий анонимный уроженец Кастилии перевел каноны ал-Баттани. Перечисленные труды, немного отличавшиеся друг от друга по содержанию, не имели широкого хождения, но астрономы, которые, как ал-Бируни, выказывали особое почтение именно этому зиджу, зачастую являлись астрономами высшего ранга. К их числу принадлежали такие ученые, как Авраам ибн Эзра, Ричард Уоллингфордский, Леви бен Гершом, Региомонтан, Пурбах и Коперник. Это было истинным свидетельством высочайшего признания.

Если кому-то нужны дополнительные доказательства того, что астрономия рассматриваемого времени вновь задышала полной грудью, то они с очевидностью следуют из появления беспрецедентного числа астрономов с достойной и неувядаемой славой. Рассмотрим четырех человек, относящихся к этому классу, чьи работы являются хорошей иллюстрацией некоторых аспектов нашей темы: ас-Суфи (903–986), Абу-л-Вафу (940 – 997 или 998), Ибн Юниса (ум. в 1009) и Ибн ал-Хайсама (965 – ок. 1040).

Ас-Суфи и Абу-л-Вафа были современниками и оба какое-то время работали в Багдаде, хотя обладали очень разными заслугами. Достижения Абу-л-Вафы носили главным образом математический характер. У нас нет возможности должным образом оценить их на страницах этой книги, но, если прибегнуть к упрощению, то можно сказать, что он ослабил зависимость астрономов от теоремы Менелая (теоремы, выполнявшей функцию математической «рабочей лошадки», раз за разом используемой в «Альмагесте» Птолемея и работах его последователей) и ввел в употребление некоторое количество собственных теорем. Однако, к сожалению, только самые разборчивые читатели обратили внимание на осуществленные им преобразования, и репутация, которую он в итоге приобрел, складывалась через вторые и третьи руки.

Достижения ас-Суфи легче поддаются детализации. В своем сочинении «Книга неподвижных звезд» он взял на себя миссию объединения звездного каталога Птолемея с арабской традицией обозначения звезд и относившейся к ним терминологией, а также предпринял шаги к обозначению точных границ между созвездиями. Изображения созвездий, сделанные в соответствии с его каталогом, вскоре стали каноническими, в том числе и в Европе, хотя набор их регулярно пополнялся. (На ил. 84 показаны примеры восточной и западной традиций изображения созвездий, взятых из исходного перечня Птолемея. Культурные различия не размыли структурного сходства фигур; главные несовпадения относятся, скорее, к стилистическим особенностям их оформления.) Таким образом, ко времени написания Иоганном Байером его «Уранометрии» (1603) в Европе уже ввели в оборот латинизированные арабские наименования звезд, изменить которые было уже никому не под силу. Байер и не пытался делать этого, и хотя с того времени внесли немало терминологических изменений, множество употребляемых сегодня названий звезд имеют косвенное отношение к трактату ас-Суфи.

Ибн Юнис обладал совсем другими талантами. Несмотря на то что он имел завидную репутацию известного поэта и, вероятно, увлекался астрологией, его астрономическая работа во многих отношениях близка к современным стандартам. В молодости он пережил захват Египта Фатимидами и служил двум халифам этой династии, выполняя для них астрономические наблюдения в 977–1003 гг. Свой зидж он посвятил второму из них – ал-Хакиму. Этот зидж отличался наличием отчетов о большом количестве наблюдений, многие из которых позаимствованы у предыдущих наблюдателей. В его распоряжении, как полагают, имелись каирские инструменты. Они обладали очень большими размерами, например кольца армиллярной сферы были столь велики, что сквозь них можно было проехать, сидя верхом на лошади, а астролябия достигала трех локтей в поперечнике, хотя оба эти свидетельства нельзя считать безукоризненно достоверными. Одно несомненно: многие параметры, используемые в его зидже и полученные на основе наблюдений (об их проведении он упоминал очень туманно), значительно превосходили по точности выведенные его предшественниками. Широко цитировалось значение, полученное им для угла наклона эклиптики (23;35°), хотя его установил задолго до него ал-Баттани. В XIX в. Саймон Ньюком использовал некоторые из его отчетов о затмениях для определения векового ускорения Луны.

84

Изображения четырех созвездий из «Книги неподвижных звезд» – труда, написанного в X в. мусульманским астрономом ас-Суфи, рукопись которого была восстановлена в Санкт-Петербурге (сверху). Рядом изображены те же самые созвездия, взятые из латинского манускрипта XIV в., хранящегося в настоящее время в Брюсселе (снизу). Слева направо: Геркулес, Кассиопея, Близнецы и Корабль Арго.

Как и многие другие исламские астрономы, Ибн Юнис затратил много времени на разрешение далеко непростой проблемы сферической тригонометрии, связанной с определением киблы (направления на Мекку) по высоте Солнца. Древнейшие последователи Мухаммада знали, что когда он был в Медине, которая находится севернее Мекки, то молился, обратившись лицом к югу. Поэтому правоверным предписывалось совершать молитву, обратившись в направлении Мекки; точнее – Каабы, святилища, расположенного рядом с Заповедной мечетью в Мекке. Безусловно, на больших расстояниях это различие не имело существенного значения, но каким образом, в таком случае, правоверные определяли направление на Мекку? Исламские ученые-законники давали на этот вопрос весьма расплывчатый ответ: молящийся должен обратиться лицом в направлении, соответствующем углу Каабы, ориентированному на его регион. (Еще до появления ислама четыре угла Каабы были увязаны с четырьмя географическими регионами: Сирией, Ираком, Йеменом и Западом.) Кааба, в угол которой вмонтирован камень метеоритного происхождения (установление этого факта, несомненно, вызвало неподдельный интерес), обладала долгой домусульманской историей, предшествовавшей появлению ислама, и была тесно связана с наблюдениями неба в соответствии с порядками, заведенными у многих доисторических народностей. Она, как принято считать, ориентирована таким образом, что ее юго-западная сторона обращена к заходу Солнца в день зимнего солнцестояния, северо-восточная сторона – к восходу Солнца в день летнего солнцестояния, юго-восточная сторона – к точке восхода Канопуса, а северо-западная сторона – к точке захода рукояти созвездия Плуг. Эта визирная система (весьма несовершенная, если, конечно, она действительно задумывалась так, как здесь описано) сильно менялась в ходе последующей истории, неоднократно подвергаясь сносу и восстановлению. Время от времени к этим перестройкам привлекались в качестве консультантов мусульманские астрономы; однако сам вопрос обладал местным значением и решить его было значительно проще, чем установить правильное направление совершения молитвы или заложить мечеть в каком-либо удаленном месте.

В решении указанной теоретической проблемы киблы Ибн Юнис следовал прочно укоренившейся математической традиции. Первоначально задача заключалась в том, чтобы графически воспроизвести направления киблы для каждого города мусульманского мира. Для этого разработали новые технические приемы картографической проекции с использованием инструментов, специально предназначенных для этих целей. Их первое использование восходит, по самой скромной оценке, к IX в., когда их применил в Багдаде Хабаш ал-Хасиб, но за несколько столетий, прошедших с того времени, они должны были значительно усовершенствоваться. Ибн Юнис нашел другой способ применения астрономии к пользе соблюдения мусульманских ритуалов. Он составил таблицу, в которой устанавливалась зависимость между часами пяти дневных молитв и суточным движением Солнца. Эту сложную задачу пришлось решать в два приема, поскольку помимо преодоления чисто астрономических проблем требовалось принять во внимание тот факт, что часы молитв искони определялись по длине тени с использованием безыскусных бытовых средств и по правилам, применимым далеко не везде. К тому же нуждалось в учете такое атмосферное явление, как сумерки, по поводу которых у каждого наблюдателя существовало собственное мнение. Ибн Юнис приложил максимум усилий для разработки точной науки определения времени совершения молитв, включив в нее подробнейшие расчеты, где принималась во внимание в том числе рефракция солнечных лучей на горизонте. Полученное им значение угла между наблюдаемым и «истинным» (уровнем) горизонта – сорок минут дуги – является, пожалуй, самой ранней из письменных оценок этой величины.

В довершение всего Ибн Юнис составил таблицы, основанные на параметрах «Зиджа Хакими», в которых привел новый способ расчета «уравнений» Солнца и Луны, упростив на одно действие вычисление долготы Луны.

Ибн Юнис умер в 1009 г. Согласно преданию, будучи в полном здравии, он заранее объявил о своей смерти, сказав, что умрет через семь дней. Он уладил все свои дела, заперся на замок и декламировал Коран по памяти, пока не расстался с жизнью в назначенный день. Никогда еще вера в астрологию не являла себя в такой глубокой и завершенной форме.

Халиф ал-Хаким был патроном не только Ибн Юниса, но и Ибн ал-Хайсама, одного из величайших средневековых ученых. (На Западе его знали как Альхазена, по второй части его полного имени.) Судя по всему, ал-Хайсам прибыл в Египет из Басры (Ирак). Его наиболее выдающимся вкладом в науку стал трактат по оптике, которому выпало оказаться гораздо более влиятельным на Западе, чем в исламском мире. (Его авторитет продержался вплоть до XVII в.) Однако, помимо этого, он написал множество небольших работ по астрономии, посвященных в основном решению узких технических проблем, зачастую затрагивавших вопросы, связанные с оптикой. Пара его астрономических работ заслуживает особого внимания, поскольку она дает нам понять, что предметом астрономии того времени были не только отвлеченные математические конструкции. В своем сочинении «Сомнения относительно Птолемея» Ибн ал-Хайсам приводит обзор всего «Альмагеста», «Планетных гипотез» и даже части «Оптики». Эта работа содержит массу ошибочных истолкований, однако ее общий смысл более важен, чем трактовка конкретных деталей. В ней излагаются возражения против абстрактного подхода к астрономии, избранного Птолемеем, особенно в «Альмагесте», который, по мнению Ибн ал-Хайсама, противоречит исходным физическим принципам самого Птолемея. Бедный Птолемей оказался в безвыходной ситуации, поскольку, когда Ибн ал-Хайсам перешел к «Планетным гипотезам», где Птолемей применял в основном физический подход, он стал сетовать на то, что эта работа не принимает в расчет некоторые весьма значимые математические характеристики планетных моделей, изложенных в «Альмагесте». Как же, в таком случае, Птолемей мог быть уверен в понимании истинного устройства системы мира?

Еще до «Сомнений относительно Птолемея» Ибн ал-Хайсам написал книгу «О форме мира», в которой тоже выразил критическое отношение к идеям Птолемея, но содержание книги представляло собой нечто среднее между высокоинтеллектуальным математическим трактатом и популярной, чисто описательной астрономией. Эта книга была широко известна в арабских странах, и особый интерес представляет то, как она попала на Запад. В XIII в. ее перевели на кастильский язык, вскоре после этого ее переложили с кастильского на латынь, а на исходе того же столетия – с арабского оригинала на древнееврейский. Еще один древнееврейский перевод сделан в 1322 г., а в XVI в. на латынь перевели более ранний древнееврейский текст. Благодаря такому многообразию разноязычных переводов она стала крайне популярна на Западе и являлась, по сути, единственной цельной астрономической работой Ибн ал-Хайсама, имевшей хождение в средневековой Европе. Она отвечала скорее чаяниям натурфилософов, чем нуждам астрономов, но нельзя забывать о том, что натурфилософия обладала более высоким статусом в средневековом западном университетском мире.

Как и в более поздних «Сомнениях», «Альмагест» представлен в этой ранней работе как разновидность отвлеченной геометрии; его воображаемые геометрические точки, линии и круги с трудом совмещаются с объяснениями движений реальных небесных объектов. Такие теории, полагал он уже тогда, нуждаются в установлении более тесных связей с физической реальностью. (Когда Ибн ал-Хайсам писал свою «Форму», он, вполне возможно, еще не был знаком с «Планетными гипотезами», за исключением косвенных упоминаний, поскольку использовал совсем другой набор понятий – абсолютно другой язык – и несколько иные концепции.) Он утверждал, что теоретические положения, посредством которых это может быть достигнуто, имеют вполне традиционный характер: во Вселенной не должно существовать пустого пространства; небесные тела должны двигаться с одинаковой и постоянной скоростью по правильным кругам; природным телам полагается иметь только одно естественное движение; и каждому движению, представленному в «Альмагесте», должно соответствовать единственное сферическое тело. Эти идеи нашли отражение в критических замечаниях, высказываемых в адрес Птолемея в Европе XIV в.

Позже Ибн ал-Хайсам проделал более тщательную работу по устранению трудностей, с которыми он столкнулся при разработке задуманной им обширной физической программы. В одном из его утраченных сочинений, о котором мы знаем из другой его работы, написанной на арабском языке, где он защищает свой не дошедший до нас труд, ал-Хайсам предстает в образе конструктивного критика «Планетных гипотез». В нем он показывает, что серьезной проблемой для какого бы то ни было физического объяснения птолемеевых планетарных моделей является следующее: поскольку эпицикл обращается не вокруг оси круга деферента, а скорее вокруг точки экванта, то движение вокруг оси главной планетной сферы никогда не будет равномерным, а это с очевидностью нарушает общепринятый физический («философский») принцип естественного характера небесных движений. Он нуждался в новой модели, которая должна была заменить старую, и сумел найти нечто, отдаленно напоминающее модель Евдокса.

Как мы уже видели, в птолемеевой теории планетных долгот, представленной в «Альмагесте», эпициклы расположены под углом к плоскости эклиптики. Если следовать изложенным выше физическим принципам, то каждому эпициклу должна была соответствовать единственная сфера. Видоизменяя физическую модель, приведенную в «Планетных гипотезах» Птолемея, с помощью геоцентрических оболочек, внутри которых находятся эксцентры, экванты и эпициклы, Ибн ал-Хайсам находит способ физического обоснования наклона эпициклов.

Он размещает полюса сферы эпицикла на некотором расстоянии от самой дальней и самой близкой точек эпицикла (апогея и перигея), полагая его равным максимальному отклонению диаметра соответствующего эпицикла, и придает сфере вращательное движение, эквивалентное вращению диаметра эпицикла в «Альмагесте». Сфера эпицикла, безусловно, должна была двигаться по кругу главной планетной сферы (деферента), но Ибн ал-Хайсам предложил добавить еще одну сферу, которую следовало расположить между главной сферой и эпициклом и придать ей то же движение, что и первой, но направленное в противоположную сторону. В итоге суммарное движение очень напоминало гомоцентрическую теорию Евдокса. Не углубляясь в рассмотрение деталей этой схемы, мы можем сказать, что при наблюдении с Земли граничная точка диаметра вращающегося эпицикла будет в этом случае вычерчивать гиппопеду – фигуру в виде восьмерки, которая, в свою очередь, будет описывать круг на небе; это, предположительно, позволит произвести расчет планетного движения по долготе.

Ибн ал-Хайсам написал много подобных сочинений – не столько для улучшения предсказательных возможностей ортодоксальной теории, сколько для создания у своей аудитории впечатления, будто он сумел постичь истинную физическую форму Вселенной, а Птолемей – нет. Весьма показательны в этом смысле его возражения против лунной теории Птолемея. Для начала он выдвинул утверждение, что сумел обнаружить только две модели, в равной степени пригодные для построения лунной теории, а затем развенчал их коротким замечанием о невозможности представить себе физическое тело, которое обладало бы свойствами, удовлетворяющими какой-либо из этих моделей. Как ни странно, он ни единым словом не обмолвился об огромных амплитудах изменения расстояния до Луны в теории Птолемея – об аспекте, вопиющим образом свидетельствовавшем о неприменимости его лунной модели.

Развенчивающие физические аргументы, напоминающие по характеру возражения Ибн ал-Хайсама, получили широкое хождение на Западе, но, поначалу, они не вызывали у астрономов никакой обратной реакции. Однако, если говорить о восточном исламе, то в XIII в. великий Насир ад-Дин ат-Туси, воодушевившись трудами Ибн ал-Хайсама, выступил с дальнейшей критикой Птолемея и предложил альтернативную теорию планетного движения.

Насир ад-Дин ат-Туси (1201–1274) был одной из тех исторических фигур, которые сочетали в себе мощный интеллект, неиссякаемую энергию и удачливость, что позволило ему добиться высокого общественного положения в одном из центров исламского региона. Это упростило признание его заслуг другими специалистами и, похоже, наделило его таким интеллектуальным влиянием, каким не обладал ни один другой средневековый астроном. Будучи рожденным в Тусе (Персия; название города стало частью его имени) на охваченном войной континенте, он сначала прошел домашнее обучение под руководством своего отца – одного из представителей долгой шиитской научной традиции, а затем получил образование в нескольких учебных заведениях, в том числе в Нишапуре – влиятельном образовательном центре. Он был хорошо подготовлен практически во всех областях исламской учености и заслуженно считал себя преемником эллинистической науки и философии. В итоге он нашел защиту и приют, поступив на службу к Исмаилитскому правителю крепости Аламут, Великому Владыке ассасинов или «Старцу гор», как его называли на Западе. Он перемещался вместе с придворными из одной горной крепости в другую, пока в 1256 г. Ильханский завоеватель Хулагу (правнук Чингисхана) не покончил с правлением Исмаилитов на севере Персии. Астрономическая известность обеспечила ему место в ближайшем окружении Хулагу. Он присутствовал при захвате Багдада в 1258 г., а годом позже склонил Хулагу-хана к тому, чтобы начать строительство обсерватории в Мараге – на северо-западе современного Ирана (восемьюдесятью километрами южнее Табриза). Брат Хулагу Мункэ, правивший на обширной территории Китая, положил начало строительству обсерватории в Пекине, однако она так и не была завершена при его жизни.

Марагинская обсерватория являлась во многих отношениях первым крупномасштабным исследовательским институтом, административная структура которого имела много общего с современной. Она обладала крупной научной библиотекой с постоянным библиотекарем, и ее штат насчитывал по меньшей мере десять астрономов; в их числе присутствовал как минимум один китайский астроном – Фао Мунцзи, но, вполне вероятно, что их было больше. В обсерватории имелось множество дорогостоящих инструментов – большой стенной квадрант, параллактические линейки, армиллярные сферы и квадранты, приспособленные для измерения азимутов. Здесь были составлены Ильханские астрономические таблицы, завершенные в 1272 г., уже при жизни наследника Хулагу – Абака-хана.

Насир ад-Дин ат-Туси написал множество весьма важных работ по логике, философии, математике и теологии. Благодаря ему удалось восстановить теоретические наработки Ибн Сины – величайшего врача и философа из Бухары, жившего двумя столетиями ранее. Ат-Туси был искусным геометром, и нет ничего удивительного в том, что он пытался использовать свои геометрические навыки для решения натурфилософских проблем, поднятых Ибн ал-Хайсамом. Составляя свои критические замечания к птолемеевой астрономии в работе «Тазкира» («Трактат по астрономии»), он ясно дает понять: это сочинение задумано как некое резюме, предназначенное для непрофессионалов, поэтому в него не входят сложные математические доказательства. В нем рассматриваются лишь внешние аспекты, касающиеся как земных, так и небесных тел. Он сопровождает свою критику Птолемея конструктивными предложениями в виде новых планетных моделей. Одно из наиболее интересных предложений такого рода вытекает из следующей теоремы:

Такое построение, часто обозначаемое сегодня как «пара Туси», проиллюстрировано на ил. 85. Доказать эту теорему очень легко: длина линий, образуемых периметрами касающихся друг друга кругов должна быть одинаковой, и каждую из них можно определить через радиус и угол. Угол, образуемый радиусом неподвижного круга, вдвое меньше, но радиус – вдвое больше, чем у катящегося круга.

85

Пара Туси, позволяющая получать прямолинейное движение посредством одного круга, вращающегося внутри другого. Дуги BC и AC одинаковы по длине; следовательно, если меньший круг вращается без проскальзывания внутри большего, то точка B (жестко закрепленная на своем круге) в какой-то момент должна достигнуть точки A. Таким образом, эта точка всегда будет двигаться вдоль линии AO.

Образование прямой линии путем сложения двух круговых движений было, само по себе, довольно интересным результатом, но давайте обратим внимание на то, как катящийся круг (или сфера) мог быть использован для физической интерпретации птолемеевых моделей (чего в итоге и хотели добиться Ибн ал-Хайсам и его последователи). Изложение указанной теоремы в геометрическом виде – это очень хороший знак, при условии что мы отнесемся к нему с должным вниманием. Помимо самого ат-Туси, еще несколько марагинских астрономов стремились использовать его идеи для разработки корректных физических моделей, более или менее эквивалентных птолемеевым, и таким образом ответить на критику, высказываемую Ибн ал-Хайсамом, ат-Туси и прочими астрономами, разделявшими их взгляды. В их число входили коллеги ат-Туси: ал-Урди (ум. в 1266), который участвовал в строительстве обсерватории, его ученик аш-Ширази (1236–1311) и живший веком позже астроном Ибн аш-Шатир (1304–1375).

Ат-Туси обобщил свою модель на случай трех измерений. Полагая, что плоскости двух вышеупомянутых кругов наклонены друг к другу под малым углом, он обнаружил следующее: в данном случае осциллирующее движение будет образовывать дугу, очень близкую к дуге большого круга. Он использовал это остроумное построение в теории планетных долгот. Сделанное им вызывает повышенный интерес по той причине, что Коперник неоднократно выполнял в точности такие же преобразования и, кроме того, использовал многие другие положения, полученные ат-Туси и его последователями, поэтому вряд ли есть причина сомневаться в хорошем знании Коперником некоторых из вышеупомянутых текстов или других источников, где можно найти их подробный пересказ. Греческие и латинские материалы, легшие в основу построений ат-Туси, широко циркулировали в Италии, когда там учился Коперник, и своевременно будет поднять вопрос о том, кому был обязан своими открытиями молодой польский ученый.

Ответы содержатся в его поистине величайшем сочинении «De revolutionibus», хотя оно было опубликовано только в год его смерти – в 1543 г. В нем, пытаясь обосновать свою модель непостоянства скорости прецессии и изменения угла наклона эклиптики, Коперник использует приемы, которые впервые употребил ат-Туси. И в этой книге, и в более ранней работе «Малый комментарий» он применяет приемы ат-Туси для разработки собственной теории планетных долгот, объясняя с их помощью осцилляцию плоскостей планетных орбит. В «Малом комментарии» он использовал простейшую двумерную модель, чтобы получить изменения радиуса орбиты Меркурия. Ту же самую процедуру он привычно повторил и в «De revolutionibus». В «Малом комментарии» он положил в основу собственных моделей планетных долгот модели, разработанные ал-Урди и аш-Шатиром, хотя применение их к нижним планетам оказалось ошибочным, в то время как в «De Revolutionibus» его модели, кроме перечисленных, увязаны с другими моделями, разработанными ал-Урди и аш-Ширази. В обеих работах лунная модель была более или менее такой же, как у Ибн аш-Шатира, о чем мы подробнее поговорим чуть ниже.

Есть еще один пример (хотя и не бесспорный) потенциального влияния на западную ренессансную астрономию как минимум одного исламского источника, который мог иметь непосредственную связь с процедурами, примененными Коперником. Об этом свидетельствует отрывок из «Краткого изложения Альмагеста» Региомонтана – работы, опубликованной в 1496 г., двадцать лет спустя после смерти ее автора. Птолемеевы модели эпициклов для внутренних планет, как показал Региомонтан, могут быть преобразованы в эксцентрические модели. (Птолемей продемонстрировал это только на примере внешних планет и по какой-то необъяснимой причине отрицал, что аналогичные преобразования можно провести для всех остальных.) Это, предположительно, могло помочь Копернику в разработке его собственной теории, поскольку его доказательства имели много общего (вплоть до ключевых диаграмм) с доказательствами, полученными в XV в. астрономом Али ал-Кушчи, чья карьера началась в Самарканде и закончилась в Константинополе. Он имел некоторую связь с ат-Туси и написал комментарий к его теологическим сочинениям. Высказывалось предположение, что человеком, обеспечившим с помощью этого манускрипта связь между Востоком и Западом, был кардинал Виссарион. Именно он при обстоятельствах, изложенных в главе 10 настоящего издания, впервые предложил Региомонтану написать «Краткое изложение Альмагеста».

86

Способ, позволяющий воспроизвести эксцентрическое движение с помощью приема, разработанного Туси

Но вернемся к нашим источникам: вместо детального разбора разнообразных новых планетных моделей выберем в качестве примера только одну из их ключевых функций. Одной из проблем, настоятельно нуждавшихся в решении, являлась замена эксцентрического движения (скажем, круга деферента) комбинацией циклических движений, главный центр которых совпадал бы с Землей – центром Вселенной. Для этого можно было использовать эпициклы (пара которых образовывала бы пару Туси), но необходимо подчеркнуть, что в модели птолемеевого типа это означало введение дополнительного эпицикла. То есть в данном случае речь шла не более чем о замене одного эксцентра другим.

Если выбрать пару Туси с тщательно подобранными размерами и жестко закрепить ее на конце вращающегося радиуса, исходящего из центра (C) круга деферента, то, согласно свойствам пары Туси, осциллирующая точка малого (вращающегося) круга должна будет всегда лежать на вращающейся радиальной линии, проходящей через точку C (ил. 86). На рисунке показано несколько значимых положений такого движения, при условии что скорость «вращательного» движения подобрана таким образом, что точка малого круга задает постоянное направление его радиуса. Тогда точки максимального и минимального удаления от C будут строго противоположны друг другу (апогей и перигей, располагающиеся в верхней и нижней части нашего рисунка соответственно). Ясно, что в этом случае эксцентрический круг, проведенный через указанные противоположные точки, помеченный на рисунке пунктиром, будет почти в точности соответствовать модели, состоящей из трех кругов.

87

Устранение эксцентрического деферента и экванта у Ибн аш-Шатира. Точка C обозначает Землю, а P – планету, положение которой определяется конфигурацией, изображенной на рисунке. Числа введены для обозначения последовательности шагов, которые необходимо совершить, чтобы получить положение планеты. Линии 3 и 6 параллельны линиям 1 и 5 соответственно. Все четыре основные круговые движения на рисунке совершаются против часовой стрелки.

Подобные модели, очевидно, дают широкий простор для обобщений. Вдохновленный техническими приемами ат-Туси, Ибн аш-Шатир пошел еще дальше и устранил не только эксцентричность деферента, но и эксцентричность экванта, введя дополнительные добавочные эпициклы. Он присвоил Солнцу вторичный эпицикл, движущийся по стандартному эпициклу, переносимому деферентом, центр которого в данном случае совпадал с центром Земли. Аналогичным образом, Луна у него обладала двойным эпициклом, но пропорции и движения были, безусловно, другими. Такая лунная модель в той или иной мере способствовала исправлению главного недостатка птолемеевой модели, а именно огромные амплитуды изменения расстояния до Луны – ошибка, которая могла быть обнаружена с помощью простейших наблюдений. Планеты должны были обладать не менее чем тремя эпициклами. Конструкция такого рода с изображением самых необходимых элементов для внешних планет приведена на ил. 87.

После Ибн аш-Шатира мусульманская мода на разработку «допустимых с точки зрения философии» не-птолемеевых схем, похоже, начала постепенно сходить на нет, хотя существуют свидетельства, подтверждающие, что такого рода деятельность продолжалась по меньшей мере до XVI в. Именно тогда она достигла средневековой Европы. В этом можно усмотреть некую не очень понятную многовековую предвзятость, но нужно уметь проводить тонкие различия между всеми ее разновидностями. Предположим, будто нам поручили пронаблюдать осциллирующее движение вдоль прямой линии. Используя некоторые математические формулы, позволяющие получить изменение положений с течением времени, мы, безусловно, сумели бы найти обоснование этого простого прямолинейного движения. Однако «философ» продолжал бы настаивать: оно должно быть объяснено в категориях пары Туси и циклических движений. Мог найтись кто-то, кто пошел бы еще дальше и сказал: вне зависимости от того, имеет ли это какое-либо объяснение, «на самом деле» – это не что иное, как спаренное циклическое движение. Этому последнему персонажу понадобились бы независимые аргументы для обоснования того, «что мы называем реальным». В этом случае астрономы апеллировали к Аристотелю, чья философская рефлексия начиналась с очень простых наблюдений.

Решение, которое может показаться менее спорным, хотя и более слабым с точки зрения философского обоснования, заключается в том, чтобы намеренно стремиться к поиску не более чем рабочего объяснения в рамках теории правильных сфер. Сегодня в подобных случаях нередко звучат высказывания, будто адресоваться нужно не к способности проникновения в сущность вещей, а к эстетическим качествам готовой теории или к ее простоте, а это часто приравнивается друг другу. В прошлые времена такую менее конфликтную альтернативу выбирали, как правило, те, кто разделял аристотелевскую точку зрения на природу реальности и стремился обойти порождаемые ею противоречия.

Столь замечательная обсерватория, как Марагинская, основанная Хулагу-ханом по просьбе ат-Туси, не могла возникнуть без предшествующих достижений, легших в основу особой традиции проведения наблюдений. Если рассматривать этот вопрос подробно, то можно перечислить сотню показательных случаев. Например, в Дайр Мурране под Дамаском, на горе Касьюн проводились наблюдения Солнца и Луны. Известно о наблюдениях солнцестояния, проводимых Яхьи ибн Аби Мансуром в Багдаде в 829 г. В этом городе, как мы знаем, существовал квартал, где производились астрономические наблюдения, но не сохранилось никаких сведений о некоем подобии обсерватории. Однако можно найти упоминания о наблюдениях, проводимых с помощью «круга», в которых говорится о его значительных размерах. В Дамаске, как известно, имелись солнечные часы с металлическим гномоном, достигавшим пяти метров в высоту, и мраморный стенной инструмент, предположительно квадрант, с внутренним радиусом такого же размера. Эти инструменты были изготовлены по распоряжению ал-Мамуна, знаменитого Аббасидского халифа, патронировавшего солнечные и лунные наблюдения в Багдаде. Нет никаких оснований предполагать, что эти обсерватории задумывались как постоянно действующие учреждения, поскольку их цели могли считаться достигнутыми после получения базовой информации, необходимой для составления зиджей. Но было ли в этом многообразии нечто выходившее за пределы накопления значений нескольких базовых параметров? Полученная таким образом информация не так уж тривиальна. Параметры, найденные для Солнца, превосходили по точности значения, полученные Птолемеем. Планетные и лунные измерения оказались чуть хуже. Одним крайне важным измерением, которое действительно было достаточно произвести только единожды для уточнения истинного местоположения, являлось нахождение разности долгот между тем или иным городом и Меккой. Это делалось посредством одновременного наблюдения лунных затмений, и багдадскую киблу (направление на Мекку, необходимое для совершения молитв), без сомнения, удалось рассчитать точнее чем где бы то ни было.

Знаком растущего значения, придаваемого такого рода эмпирической деятельности, стало появление частных обсерваторий. Важнейший пример задали братья Мухаммад и Ахмад, двое из трех прославленных сыновей Мусы ибн Шакира (все трое, знакомые нам как Бану Муса – «сыны Мусы», – были одаренными математиками). Мухаммад и Ахмад выступали в качестве состоятельных покровителей других ученых (их сокровища – не легенда, поскольку их отец промышлял разбоем до того, как решил стать астрологом). Эти двое прославились тем, что проводили с помощью своих протеже систематические наблюдения Солнца и неподвижных звезд в период между 840 и 869 гг., в основном в Багдаде, но также в Самарре и Нишапуре.

Со временем, вследствие политических затруднений, государственная поддержка астрономии стала угасать, но спустя некоторое время она опять возобновилась, придя с довольно неожиданной стороны. Буиды являлись объединением шиитских племен, обитавших в Дейлеме – регионе, прилегающем к южному побережью Каспийского моря. Их влияние стремительно росло в течение всего X в. и начала XI в. вместе с ростом могущества Буидских династий, которые подчиняли своей власти один центр за другим – Джибаль, Керман, Фарс, Багдад, бо́льшую часть Ирака и, наконец, Рей. В середине XI в. они, в свою очередь, были подчинены сельджуками и их союзниками, однако в период расцвета своего правления они время от времени покровительствовали астрономии. Сохранились сведения о том, что Шараф ад-Даула, правивший в Багдаде с 982 по 989 г., предписал астроному Абу Сахл ал-Кухи наблюдать за планетами, снабдив его крупными инструментами и куполообразной обсерваторией, возведенной в дворцовом саду. В куполе, как говорили, было проделано отверстие, проникая сквозь которое солнечные лучи падали на поверхность радиусом 12,5 метра. (Эта поверхность, как полагали раньше, имела форму полусферы, но представляется более вероятным, что это была правильная круговая дуга, ориентированная по меридиану. К сожалению, все это пришло в забвение после смерти вышеупомянутого покровителя.) Буидский правитель ал-Рея – города, располагавшегося в Иране, к востоку от современного Тегерана, – субсидировал постройку некоего инструмента с очень большой шкалой, с помощью которого начиная с 950 г. производились наблюдения Солнца. Считается, будто наблюдения, произведенные ас-Суфи в Исфахане, легли в основу звездного каталога, однако не исключено, что он просто ввел прецессионную поправку для устаревших значений звездных долгот. Он работал под патронатом двух или даже трех представителей Буидской династии. Наиболее весомо царственное покровительство этой династии проявило себя не в Исфахане, а в ал-Рее во времена Фахра ад-Даула (ум. в 997), оказывавшего всемерную поддержку Абу Махмуду ал-Худжанди – прекрасному математику и в высшей степени прагматичному астроному.

Имя Фахра ад-Даула интересно тем, что его носят инструменты особого типа, один из которых построили для ал-Худжанди. Это был меридианный секстант колоссальных размеров с радиусом в 80 локтей (около 20 метров), изготовленный из камня. Шкалу разметили на латунной полосе, вмурованной между двумя параллельными стенами, возведенными в меридианной плоскости. Изображение Солнца, проходя через особым образом проделанную щель, падало на латунную шкалу. Для точного определения углового положения Солнца (на деле, измерялось его зенитное расстояние – дополнительное по отношению к высоте) использовался подвижный диск с крестовиной из двух диаметральных линий. Ожидания от «секстанта Фахри» были выше предельной эффективности, которую мог дать этот инструмент, поскольку ал-Худжанди жаловался ал-Бируни (источнику, откуда мы черпаем эти сведения), что ось инструмента немного сдвинулась под действием его собственной тяжести (примерно на 10 сантиметров). Тем не менее ал-Худжанди получил вполне приемлемое значение для угла наклона эклиптики – 23;32,19°. (Правильным значением на 1000 г. – год его смерти – было бы 23;34,10°.)

Аналогичный, как мы уже упоминали, столь же огромный инструмент был в распоряжении Ибн Юниса, близкого современника ал-Худжанди, который работал в Египте, на большом отдалении от последнего. Можно найти упоминания о том, что у него была замечательно оборудованная обсерватория, содержавшаяся на средства Фатимидского халифа ал-Хакима, но эти сведения весьма недостоверны. Как бы то ни было, поскольку у него имелись отчеты о наблюдениях из нескольких других близкорасположенных мест, он, по всей видимости, располагал переносными инструментами, а потому обладал возможностью работать в манере, существенно отличающейся от той, в которой работали его ближневосточные современники. Здесь следует обратить внимание на то, какое большое значение восточно-исламские астрономы придавали шкале как необходимому условию достижения высокой точности, зачастую не принимая во внимание механических факторов, способных аннулировать преимущества, предоставляемые размерами шкалы. Как мы уже видели, ал-Худжанди вполне отдавал себе отчет в существовании этой проблемы, но мы также имели возможность убедиться (в главе 7) в том, что индийские астрономы продолжали строить колоссальные каменные инструменты вплоть до XVIII в. Крупные инструменты, как правило, сохраняются хуже, чем небольшие и элегантные металлические конструкции малых инструментов, и наше представление о многих из них в значительной степени зависит от античных источников.

Большие обсерватории продолжали строиться в исламском мире и после того, как главные достижения в области теоретической астрономии проникли в Европу. В качестве наиболее известных примеров можно привести Самаркандскую (1420/21) и Стамбульскую (1574/75) обсерватории. Первая представляла собой трехъярусное здание и являлась частью серьезного исследовательского учреждения, основанного Улугбеком (1394–1449) – внуком знаменитого Тимура, чаще упоминаемого в англоязычной литературе под именем Тамерлан. Интерес к астрономии пробудился у Улугбека, когда, будучи еще ребенком, он посетил руины Марагинской обсерватории и осознал величие, которым она обладала в минувшие века. В свое время Марагинская обсерватория сыграла роль значимого примера для некоторого количества не столь масштабных аналогов, но ничто не могло сравниться с ней до тех пор, пока Улугбек не начал работы по созданию ее подобия в Самарканде. Он сделал своим главным инструментом огромный каменный секстант Фахри, облицованный мрамором. Он, естественно, располагался в плоскости меридиана, но ему была придана бо́льшая устойчивость по сравнению с более ранними прототипами в ал-Рее и Мараге, поскольку его вкопали в громадную траншею с радиусом около 40 метров, прорезанную в склоне холма (ил. 88). Ее остатки обнаружили в 1908 г. В 1941 г. гробницу Улугбека перенесли в мавзолей Тамерлана в Самарканде. Он был убит наемным убийцей, нанятым собственным сыном Абд ал-Латифом, и его скелет с очевидностью свидетельствует о том, что он принял насильственную смерть.

88

Портрет Улугбека (настоящее имя – Мухаммад Тарагай; 1394–1449), изображенный на советской марке 1987 г. вместе с видом его обсерватории в разрезе. Обратите внимание на массивный «секстант Фахри», отделанный мраморной кладкой вдоль центральной части шкалы. Марка была выпущена по случаю 550-летия завершения Улугбеком его звездного каталога (1437) – важнейшего труда, которым продолжали, в той или иной мере, пользоваться Эдмонд Галлей в XVII в., Джон Флемстид в XVIII в. и Фрэнсис Бейли – в XIX в.

В штат обсерватории Улугбека входил персидский математик и астроном Джамшид ал-Каши, хорошо известный сегодня как автор лучшего восточного трактата по арифметике, написанного в Средние века (1427), – работы, в которой, помимо прочего, представлена теория десятичных дробей. В числе его наиболее важных математических достижений были расчеты значений синусов 1° и 2π с точностью до шестнадцатого десятичного знака. Нет нужды говорить, какую огромную роль играли эти два числа в астрономии, поскольку они лежали в основе очень многих астрономических таблиц. Астрономы Улугбека составили известнейший зидж, названный его именем, который включал в себя очень точные таблицы синусов и тангенсов, равно как улучшенные планетные параметры и звездные положения. Координаты очень многих звезд основывались на оригинальных наблюдениях, а не просто на исправлениях, внесенных в каталоги Птолемея и ас-Суфи, что было довольно нетипично. Впоследствии этот каталог вызвал широкий интерес в Европе, особенно в первые годы серьезного знакомства с арабскими исследованиями в XVII в.

Вклад ал-Каши в астрономию заключался в том числе в разработке нового типа экваториума – инструмента, дававшего возможность проводить относительно простые расчеты без использования зиджей. В простейших типах экваториумов геометрические модели для расчета планетных положений имитировались посредством механических аналогов: круги изготавливались из градуированных металлических дисков, радиусы – из прутьев или нитей и т. д. Будучи правильно расположенными (обычно для этого использовались простейшие вспомогательные таблицы), упомянутые диски позволяли довольно быстро получать положения планет по долготе, не затрачивая времени на утомительную работу по просматриванию типовых планетных таблиц для среднего движения и уравнений, содержащихся в зидже. Точность, достигаемая с помощью экваториума, безусловно, не могла сравниться с той, которую позволяли получать зиджи, и хотя строгость последних была зачастую иллюзорной, истинные профессионалы предпочитали использовать для серьезных вычислений именно зиджи. Не следует думать, что ал-Каши не имел экспертных навыков в использовании планетных таблиц. У него была репутация человека, владевшего искусством быстрого счета, и в годы своей молодости он произвел ревизию зиджа Насира ад-Дина ат-Туси. Помимо обычного материала, он включил в эту книгу, получившую название «Зиджа Хакани», календари всего восточного мира вплоть до Китая; и именно в этой работе он зарекомендовал себя как один из очень немногих средневековых астрономов, пытавшихся улучшить сложную теорию планетных долгот, изложенную в «Альмагесте» Птолемея. (В более ранних попытках, предпринятых Ибн ал-Хайсамом и ат-Туси, использовались модели, чем-то напоминающие концентрические сферы Евдокса.) Судя по всему, этот блестящий ученый был ближайшим советником Улугбека во время создания обсерватории, выполнявшей также функции исследовательского учреждения. Слава Улугбека как мудрого правителя может быть оценена по достоинству только по его внедворцовой деятельности, которая, безусловно, затмевает все другие его дела.

Случай Стамбульской обсерватории интересен тем, что он почти совпадает по времени с основанием большой обсерватории Тихо Браге Ураниборг на балтийском острове Вен. Подобно Самаркандской обсерватории и обсерваториям XVIII в., построенным Джай Сингхом II в Дели, Джайпуре, Мадрасе и Бенаресе (последняя представлена на ил. 82), в ней снова широко использовались крупномасштабные каменные инструменты. Теперь все внимание уделялось надежной установке и градуировке этих поистине монументальных инструментов, однако их полезное применение ограничивалось очень небольшим кругом задач, связанных преимущественно с определением солнечных положений. И даже в этом случае ошибка в определении положения солнечного изображения на шкале (щель, используемая для получения солнечного изображения, давала как тень, так и полутень) приводила к ощутимой неопределенности в значениях измеряемых углов.

Ожидания в отношении точности армиллярных сфер были весьма преувеличены, поскольку их изготовление являлось крайне сложной технической задачей. На широко известной иллюстрации из турецкого манускрипта периода Оттоманской империи изображена большая армиллярная сфера (предназначенная не для демонстраций, а для проведения наблюдений) с полностью деревянным несущим каркасом. Насколько можно заключить из рисунка, вся конструкция инструмента примерно в пять раз превышала рост работавшего с ним человека. Остается только надеяться на то, что это не более чем художественное допущение.

Вне всяких сомнений, инструменты, предназначавшиеся для проведения фундаментальных исследований, были относительно немногочисленны. Астролябии, армиллярные сферы и глобусы стали символами астрономической профессии и вошли в стандартный ассортимент изготовителей инструментов. Что касается производства других инструментов, то наиболее важным центром их изготовления являлся Харран; некоторые – лучшие из когда-либо сделанных – астролябии приходили из Ирана вплоть до XVII в. Прекрасный образец астролябии (см. ил. 68 в главе 4), изготовленной для сефевидского шаха Аббаса II, способен сообщить многое о двойном предназначении такого рода инструментов, которые обладали высокой ценностью не только в постижении вселенских истин, но и в поиске покровительства. На лицевой стороне шах характеризуется как «верховный князь, султан, самый справедливый, самый великий, господин над господами, искоренитель тирании, недовольства и бунтов, повелитель всех ныне живущих повелителей». На обратной стороне в это послание вносится легкий религиозный оттенок: «Да хранит Бог Всемогущий его царствование и его владения, и преумножает его дары, и простирает его благодать над всем миром, пока вращаются сферы и планеты продолжают свой ход».

Для того чтобы изготовить астролябию, достаточно знать лишь малое количество математических приемов, однако для изготовления сферы требовалось обладать гораздо более высоким мастерством. Те, кто, подобно ас-Суфи, ожидали от своих глобусов высокой точности, так и не смогли добиться желаемого. Не все глобусы делались из металла, и обычно роскошные и очень дорогие металлические глобусы изготавливались для дворцов правителей или для очень богатых людей. Для более точных расчетов использовались планисферная астролябия либо какие-либо подобные ей инструменты, но высочайшей точности можно было с гарантией достичь только посредством ручки, чернил и зиджа. Обычно на небесном глобусе изображались только главные круги и от двадцати до тридцати ярких звезд. Самые роскошные глобусы содержали изображения значительной доли 1022 звезд; их положение можно было определить по каталогам – например, по каталогу ас-Суфи, где приводились точные координаты. В этом случае обычно добавлялись изображения созвездий, стилистически сходные с изображениями, которые часто можно было обнаружить и в самих каталогах. Будучи взятыми вместе, эти манускрипты и артефакты служили подспорьем для передачи из поколения в поколение восточной манеры изображения созвездий, оказавшейся, несмотря на длительность проделанных ею исторических маршрутов, удивительно устойчивой. Наконец, она достигла Европы, дополнив, таким образом, автономную традицию, пришедшую из Рима и Византии. Обе они оставили свой след в мире эпохи модерна, особенно в астрологии, очень популярной в полуаристократических кругах.

В канун второго тысячелетия астрономия дала новые ростки, проникнув на западную окраину цивилизованного мира. С VIII по XV в. Испания в большей или в меньшей степени контролировалась мусульманами, в силу чего она стала одним из двух главных каналов проникновения начал арабской науки в христианскую Европу. Другой важнейший путь проходил через Сицилию, но в случае астрономии он был менее значим.

В Испании существовала своя образовательная традиция, сложившаяся задолго до появления там мусульманских завоевателей. Мало кто из ученых оказал такое огромное общее влияние на Европу раннего Средневековья, как Исидор Севильский (ок. 560–636) – энциклопедист, пользовавшийся в основном латинскими текстами. Он писал в том числе на общие космологические темы, такие как атомизм, взаимное расположение четырех стихий и т. д., но его знакомство с греческими идеями основывалось преимущественно на косвенных источниках. «Период Исидора» испанской учености не оборвался вместе с первыми мусульманскими завоеваниями (Вестготское правление закончилось в 711 г.), но даже после того как оно случилось, астрономия в Испании являлась не более чем набором процедур по согласованию циклов лунного и солнечного календарей, которые позже были дополнены простейшими правилами совершения молитв в направлении Мекки и ориентации мечетей.

Оригинальные греческие работы, а также арабские и древнееврейские комментарии к ним начали прибывать в мусульманскую Испанию (или в ал-Андалус) во все возрастающем количестве, когда вследствие заката могущества потомков Карла Великого Европу охватила всепоглощающая анархия. С приходом Абд ар-Рахмана III (912–961) Кордовский халифат затмил в культурном отношении халифат Аббасидов. Второй халиф (сын ар-Рахмана ал-Хакам II) содержал сеть торговых агентов, посылавших ему книги из таких отдаленных городов, как Багдад, Дамаск и Каир. Во второй половине X в. в Кордове жили ученые, изучавшие математику, астрономию и другие науки, – ученые, которые усваивали, комментировали и распространяли материалы, приходившие к ним с Востока. Остается невыясненным, насколько многочисленны были школы, осуществлявшие традиционную передачу знания от умудренных учителей к ученикам. Существовала по меньшей мере одна такая школа, основанная Масламой ибн Ахмадом ал-Маджрити (ум. ок. 1007) – человеком, пик активности которого пришелся на два последних десятилетия X в. (Он часто упоминается просто как Маслама.) Мы уже говорили о том, что среди его многочисленных достижений – привязка таблиц ал-Хорезми к меридиану Кордовы и корректировка мусульманского календаря (введение счета дней от эры Хиджры). Ему приписывается проведение одного или двух наблюдений, однако, скорее всего, он исходил из имевшихся у него наблюдений Мамуна.

Пример, поданный Кордовой, позже воспроизвели арабские правители в других частях полуострова. Главным центром астрономической деятельности стали Толедо и, может быть, Сарагоса, хотя последний факт документирован не столь подробно. В этой связи иногда также упоминаются Севилья и Валенсия, хотя их претензии на присутствие в этом списке весьма сомнительны. Занятия астрономией носили здесь не только литературный характер. Было бы неправильно преувеличивать их важность, но помимо прочего здесь удалось провести несколько новых полезных наблюдений и разработать новые ценные инструменты, служившие как для расчетов, так и для наблюдений.

Одна из причин исторического значения деятельности ал-Маджрити заключается в наличии у него множества учеников, распространивших его астрономическое учение как по всему ал-Андалусу, так и за его пределы. Наиболее известными из них были ал-Кирмани (ум. в 1066), работавший в Сарагосе, Абу-л-Касим Ахмад (ум. в 1034; также известный под именем Ибн ас-Сафар), Абу Муслим ибн Халдун из Севильи и Ибн ал-Хайят (ум. в 1055). Другой ученик – Ибн ас-Самх из Гранады (ум. в 1035; один из нескольких авторов, упоминаемых в латинских текстах под именем Абулкасим) написал объемный трактат, посвященный астролябии и экваториуму, а также составил зидж, снова воспользовавшись таблицами ал-Хорезми. Может создаться впечатление, будто такого рода деятельность являлась повсеместной, но нельзя забывать, что для остальной Европы она продолжала оставаться в высшей степени загадочной.

Культурное влияние Кордовы быстро распространилось на христианские государства в северной части полуострова, и многие научные работы были переведены на латинский язык. В пределах исламской Испании наблюдалось активное взаимодействие между группами людей, относивших себя к трем главным религиям, существовавшим в этом регионе, – христианству, мусульманству и иудаизму. К числу потенциальных переводчиков можно отнести, например, многочисленных двуязычных иудеев и мосарабов – христиан, чья культура была во многих отношениях схожа с культурой мусульман. Еще в X в., задолго до возникновения устойчивой тенденции перевода научных материалов с арабского языка на латинский, в Каталонии стали появляться сборники переводных трактатов, посвященных арифметике, геометрии, астрономии и календарным вычислениям. Одним из местечек, сосредоточивших в себе большое количество ученых, которые, возможно, имели отношение к такого рода работе, следует назвать христианский монастырь Санта-Мария-де-Риполь – пристанище бенедиктинцев у подножия Пиренеев, но гораздо более важным центром являлась, по всей видимости, Барселона. Нам известно имя как минимум одного человека, имевшего к этому самое непосредственное отношение, а именно – Люпитуса (иногда его называют Люпитусом Барселонским или Сеньофредусом), архидиакона здешнего собора. Эти переводы быстро распространялись по всей Европе через сеть христианских монастырей и ученых, перемещавшихся от одного монастыря к другому. В течение долгого времени оставалось загадкой, каким образом Герман Расслабленный (1013–1054), монах монастыря в Рейхенхау, расположенного на острове озера Констанц (граничащего в настоящее время со Швейцарией и Германией), мог составить трактат по изготовлению и использованию астролябий. Ответ заключается в том, что он мог просто повстречаться с кем-либо, кто обладал копией какого-то недавно переведенного текста.

Среди влиятельных ученых, осуществлявших распространение испанской науки в X в., был Герберт Аврилакский (ум. в 1003). Еще будучи послушником, он оказался под опекой графа Барселоны для прохождения обучения в области свободных искусств. Герберт изучал математику, арифметику и музыку под руководством епископа Вика и стал, пожалуй, первым видным ученым, участвовавшим в распространении нового знания на Пиренеях. Прибыв в Рим, он произвел неизгладимое впечатление на папу своей ученостью и стал быстро продвигаться по службе в церковной иерархии. Побывав последовательно на должностях аббата Боббио и архиепископа сначала Реймса, а затем Равенны, он стал первым французским папой – Сильвестром II. Он не привнес ничего особенно нового в науку, но старательно и увлеченно пропагандировал свои убеждения в ее несомненной ценности. Его влияние распространялось главным образом через кафедральные и монастырские школы, начиная с Лотарингии (Лотарингское герцогство, располагающееся сегодня на востоке Франции). Именно ему главным образом обязаны европейцы получением первых сведений об астролябии, а он, в свою очередь, был обязан этим знанием текстам, прочитанным в Риполе и Барселоне. Запад перенял значительную часть арабской терминологии того времени, касающуюся астролябий, хотя большинство терминов впоследствии постепенно вытеснили латинские эквиваленты. Другие ранние работы, посвященные астрономическим инструментам, прямо или косвенно основаны на тех же источниках. Они написаны учеными с независимой интеллектуальной репутацией: Фулбертом Шартрским, Германом Расслабленным и Уолчером из Малверна.

Это было время, когда индоарабские числа постепенно начинали приобретать все бо́льшую популярность среди европейских астрономов. Европейские торговцы по разным причинам продолжали отдавать предпочтение римскому счислению вплоть до XVI в., и даже дольше, в то время как лучшие астрономы уже к концу XIII в. начали в полной мере пользоваться новым счетом и связанными с ним арифметическими приемами, которым посвятил свой классический трактат сам ал-Хорезми. Повторим еще раз, что именно Испания стала точкой соприкосновения между Востоком и Западом и стимулировала взаимодействие между ними.

Вскоре ученые из других регионов Европы, желавшие узнать больше об этих вопросах, стали предпринимать путешествия, чтобы оказаться ближе к их истоку. Это движение получило особую популярность благодаря публичной поддержке, оказанной ему Педро Альфонсо – испанским евреем (Моше Сефарди), который после обращения в христианство посетил в 1110 г. двор английского короля Генриха I. Он обнаружил там живой интерес к астрономии и познакомился в том числе с Уолчером – ученым из Лотарингии, ставшим после путешествия в Италию аббатом Малверна в Англии. Определенные свидетельства интеллектуального воодушевления, которое вызвало это новое движение, можно обнаружить в подготовленном Уолчером упрощенном варианте текста Педро о расчете затмений. Работа грешила множеством недочетов, и сам Уолчер не обладал достаточной компетенцией, но он выказывал явное намерение овладеть азами новой астрономии. Педро предлагал простую и очевидную программу: отбросить все старые и примитивные методы вычислений и научиться новым техническим приемам, пришедшим с Востока. Приемы, предложенные им для освоения, принадлежали ал-Хорезми. Когда Аделяр Батский переводил и частично дорабатывал восточные таблицы, он выбрал именно таблицы ал-Хорезми, чем впоследствии внес в европейскую астрономию некоторую путаницу, дававшую о себе знать в течение столетий, поскольку, как мы уже видели, технические приемы ал-Хорезми были не в точности птолемеевыми, но представляли собой смесь птолемеевых моделей с несовместимыми с ними индуистскими теориями.

О другом зидже (впоследствии утраченном) говорится, что он составлен примерно в то же самое время (ок. 1020) и представлял собой работу Мухаммад ал-Джайяни из города Хаэн (на кастильском и на латинском языках его иногда называли Абенмоат). Он переведен на латынь величайшим из латинских переводчиков Герардом Кремонским (ок. 1114–1187), проработавшим более сорока лет в Толедо. Здесь опять можно обнаружить очевидное влияние ал-Хорезми, хотя его правила были частично изменены – например, в том, что касалось первого появления лунного серпа. Не менее интересен раздел этой работы, посвященный границам между астрологическими «домами», то есть разбиению зодиака на двенадцать неравных частей, необходимому для составления гороскопов. История сохранила несколько математических методов, позволяющих осуществить эту процедуру, и у нас будет возможность познакомиться с одним из них, традиционно (хотя и ошибочно) приписываемым ренессансному мыслителю Региомонтану. Однажды к нему в руки попал манускрипт, легший в основу трактата, напечатанного в Хаэне в XV в. (Мы еще коснемся этого вопроса в главе 10.)

Во второй половине XI в. – золотого века андалусской учености – влиятельная группа астрономов основала в городе Толедо что-то вроде своей школы. В эту группу входили Саид ал-Андалуси и аз-Заркали (имя последнего ученого встречается в самых разных формах, включая Ибн аз-Заркелу, Ибн аз-Заркиял или Заркалу, а в латинских текстах – Арзахель). Аз-Заркали в течение очень долгого времени был одним из наиболее часто цитируемых из всех авторитетных астрономов, хотя на деле его имя обычно упоминалось лишь в связи со сборником таблиц, к которым он имел лишь косвенное отношение. Однако это не отменяет оказанного им влияния. Обученный ремеслам, он поступил на службу к Саиду ал-Андалуси в качестве мастера по изготовлению инструментов и водяных часов. Он оставался в этом городе примерно до 1078 или 1080 г., пока разорение, вызванное частыми кастильскими набегами, не вынудило его переехать в Кордову, где он и прожил остаток своих дней, скончавшись в 1100 г.

Истинные интеллектуальные достоинства аз-Заркали проявились в серии его собственных сочинений. Ему приписывалось открытие подвижности солнечного апогея (нечто подобное, как мы уже видели, было известно Сабиту и ал-Баттани), но он определенно испытывал сложности с количественной оценкой этого движения: исходя из 25-летних наблюдений, он пришел к выводу, что оно должно составлять (не учитывая обычного прецессионного движения) 1° в 279 лет.

Аз-Заркали написал две работы о «движении звезд восьмой сферы», которое мы, из соображений краткости, будем называть прецессией. В одной из них он описал модель осциллирующего движения восьмой сферы в рамках идеи, вошедшей в историю под авторством Сабита ибн Корры, хотя нет ни одного арабского источника, свидетельствующего о его связи с нею. Ранняя латинская версия упомянутой модели подробно цитируется у Хуана Испанского, приписывающего ее аз-Заркали. Существует латинский текст, посвященный этой проблеме, предположительно принадлежащий Сабиту, который может быть датирован не ранее чем 1080 г. – годом, когда в Толедо и Кордове были проведены наблюдения Солнца. Однако вопрос остается открытым, поскольку известно, что внук Сабита Ибрахим предложил более сложную модель примерно такого же типа; с ее помощью он хотел объяснить изменение наклона эклиптики и увеличение долготы солнечного апогея.

Последнее, отметим, установлено не иберийскими и не парижскими астрономами, впоследствии (в конце XIII в.) составившими Альфонсовы таблицы, о которых мы поговорим более подробно ниже. Этот факт был принят на веру несколькими иберийскими астрономами позднего периода, включая влиятельного еврейского астронома Исаака ибн ал-Хадиба, что могло стать частью устоявшейся астрономической традиции, не имевшей отношения к антисемитским волнениям в Испании и массовому исходу евреев из этой страны.

Модель, используемая для объяснения медленных движений восьмой сферы неподвижных звезд, относилась к числу тех, которые являлись, скорее, следствием, чем началом новой математики. Я могу привести здесь не более чем словесное описание, приблизительно передающее общую идею сложной процедуры определения движения равноденствий, от которого зависит видимое положение звезд. Модель включает в себя два малых круга (радиусом 10,75°), находящихся на противоположных сторонах небесной сферы, центры которых совпадают с определенными точками экватора – средними равноденственными точками. По каждому из этих малых кругов движется по одной точке, и обе эти движущиеся точки являются диаметрально противоположными на небесной сфере. Между этими точками проходит движущаяся эклиптика. В то же время точки, обозначающие те места, где эклиптика пересекается с экватором, очевидно, являются точками равноденствий в искомый момент времени. Следует четко понимать, что в данном случае попеременное движение точек равноденствия вперед и назад осуществляется вдоль экватора, но поскольку полное обращение малых кругов совершается, предположительно, за период, превышающий четыре тысячи лет, варьирование прецессионного смещения будет едва заметным.

Сегодня упомянутая модель «восхождения и нисхождения» (как назвали ее в латинской литературе) зачастую воспринимается как досадная бессмыслица, подобная мифологическим представлениям о том, что змеи вылупляются из камней. Однако количественная оценка прецессионного смещения требует учета наблюдательных данных за очень долгий период, и поскольку к тому времени прошлые авторитетные свидетельства однозначно указывали на переменность этого движения, следовало бы отнестись к этой модели, скорее, как к высшему проявлению изобретательности. Как бы то ни было, она стала типовой частью астрономической догмы. Педро Альфонсо излагает ее ранний вариант. В его распоряжении имелись таблицы различных параметров, рассчитанных на эпоху 1116 г. В ходе последующих столетий неоднократно появлялись другие, альтернативные параметры, включая предложенные Коперником.

Аз-Заркали написал трактат, посвященный экваториуму и астролябии (см. изображение последней на ил. 89). О поздней разновидности этого инструмента, известной на Западе под именем сафея Арзахеля, а в ал-Андалусе как ал-Шакказийя, упоминалось в конце главы 4. Изготовить его было проще, чем научиться им пользоваться, и его история весьма противоречива. Например, Роберт Честерский, создававший свои произведения в Англии в 1147 г., выдавал себя за переводчика с арабского, когда готовил трактат об универсальной астролябии «по Птолемею», хотя его работа, скорее всего, опиралась только на андалусские источники. Нельзя забывать о том, насколько раздробленным было и продолжает оставаться это знание. Ученый, который подобно Уильяму Англичанину в 1231 г. попытался бы изготовить универсальную астролябию, опираясь только на письменные описания, с гарантией не избежал бы ошибок. Пресловутую «сафею» так и не поняли на Западе, пока спустя много лет, в 1263 г., Ибн Тиббон не перевел текст аз-Заркали.

Вне всяких сомнений, наиболее влиятельными из всех сочинений аз-Заркали стали его каноны к Толедским таблицам, которым вплоть до начала XIV в. было суждено затмить все остальные аналогичные произведения как в Испании, так и в Европе в целом. Гораздо правильнее следовало бы говорить об эволюции Толедских таблиц, а не об их структуре, поскольку подобно большинству других зиджей, составленных как до, так и после них, они представляли собой компиляцию зачастую несогласуемых друг с другом элементов. Грубо говоря, в данном случае мы обязаны ими в основном ал-Хорезми и ал-Баттани, однако вполне возможно, что часть их результатов получены в результате программы наблюдений, нацеленной на проверку некоторых наиболее давних данных.

89

Тимпан универсальной астролябии Ибн аз-Заркали (ал-Шакказийя или сафея Арзахеля). Этот андалусский (или по меньшей мере западно-магрибский) экземпляр представляет собой астролябию XIII в. с гравировкой на обратной стороне и вполне традиционной лицевой стороной. Один из ее четырех исходных тимпанов сохранился без изменений и был предназначен для использования на широте Северной Африки. Другие относятся к более позднему периоду и охватывают широты вплоть до Центральной Франции. Несложно догадаться, что эта сафея содержит две главные координатные системы, одну – экваториальную, а другую – эклиптическую. Для объяснения всех возможных способов ее использования понадобилось бы написать небольшой трактат, который было бы полезно начать с воображаемого вращения небесной сферы вокруг горизонтального диаметра; линии, проходящие через полюса, позволяли производить измерение как времени, так и прямого восхождения.

Оригинальная арабская версия написанных к Толедским таблицам канонов утрачена, однако на латыни сохранились три версии этого вводного материала, наряду со многими вариантами разнообразных таблиц, скомпонованных позже. Таблицы, составленные для солнечных, лунных и планетных неравенств (уравнений), основывались в основном на данных ал-Баттани, с включением одного уравнения ал-Хорезми (хотя в некоторые манускрипты добавили и уравнения Птолемея). Другие – те, что касались периодов видимости планет, стояний и попятных движений, взяли у ал-Баттани и Птолемея. Другими словами, они в значительной степени обязаны своим появлением достижениям восточного ислама двух- или трехсотлетней давности, но включали, помимо этого, несколько новых расчетных данных. Параметр для среднесолнечного движения был получен заново, что отчасти объясняет интерес аз-Заркали к этой теме; и применение этого параметра, наряду со средними движениями ал-Баттани, позволило пересчитать все остальные средние движения. Помимо этого, прилагался некий астрологический материал, новизна которого, по всей видимости, заключалась в стремлении представить его в табличной форме, но во всем остальном его нельзя назвать новым. Координаты звезд были, безусловно, исправлены с учетом прецессии, и в последующих латинских изданиях они зачастую корректировались заново на момент выполнения копирования. Исламская Хиджра продолжала оставаться базовой эпохой, а в качестве нулевого меридиана использовался меридиан Толедо. Это означало, что все средние движения, используемые в ту или иную эпоху, следовало пересчитывать с учетом разницы времени между толедским и хорезмийским меридианами. Хотя точное значение этой величины не знали, ошибка была невелика.

Толедские таблицы оказали прямое воздействие на Западный ислам, хотя известно и косвенное влияние через по меньшей мере одну из трех компиляций, составленных Ибн ал-Камадом (ок. 1130). Долгое время спустя севильский астроном Мухаммад ибн ал-Ясмини, известный как Ибн ал-Хаим, пустил в обращение зидж (ок. 1205), в котором, как он утверждал, были исправлены ошибки, допущенные Ибн ал-Камадом. К этому утверждению следует отнестись с особым вниманием. Являлись ли эти ошибки на самом деле столь важными и определяющими? Зидж ал-Хаима – один из последних точных зиджей, произведенных в ал-Андалусе. Он не оказал почти никакого влияния на европейцев, однако стал свидетельством болезненного интеллектуального возбуждения, охватившего весь андалусский мир и вскоре доказавшего свою заразительную силу. Очевидно, что зидж ал-Хаима был превзойден самым знаменитым испанским зиджем, получившим название Альфонсовых таблиц (1270‐е). Эти таблицы, произведенные под патронажем христианского короля Леона и Кастилии Альфонсо X, будут рассмотрены в предпоследнем разделе.

Когда переведенные на латынь Толедские таблицы, после долгих мытарств, окончательно и бесповоротно утвердили исламскую астрономию в самом сердце Европы, они в течение долгого времени, еще до установления их абсолютного превосходства, воспринимались как нечто сопоставимое по значимости с зиджем ал-Хорезми. Они сохраняли свое влияние вплоть до того момента, когда в начале XIV в. (а в отдельных регионах значительно позже) их место было занято Альфонсовыми таблицами.

Развернувшаяся в Испании деятельность по переводу с арабского на латинский и кастильский языки имела долгую историю, отдельные фрагменты которой мы уже рассматривали. В различные периоды времени на Пиренеях существовали разнообразные переводческие школы, как, например, в долине Эбро и в Толедо. Для понимания причин такого рода активности необходимо принять во внимание убежденность христианских ученых в том, что как они сами, так и руководимые ими школы испытывали серьезный дефицит астрономического образования. Мы уже указывали на классический пример, связанный с Уолчером, настоятелем Малвернского аббатства в Англии, страстно возжелавшем пройти обучение у Педро Альфонсо при английском дворе. Зидж, с которым его познакомил Педро (написанный примерно в 1116 г.), напоминал, скорее, беспорядочную мешанину разнородных материалов, имевших непосредственное отношение к зиджу ал-Хорезми. При этом среднее планетное движение приспособили к христианскому календарю исключительно неряшливо. Когда Аделяр Батский взялся за перевод этого зиджа (возможно, не без помощи Педро), выяснилось, что это была одна из версий зиджа ал-Хорезми, а не Толедских таблиц.

Толедские таблицы, несомненно, оказались полезны в удовлетворении растущих потребностей Европы, однако крайне сложно разобраться в том, по каким причинам спустя довольно долгое время им отдали предпочтение по сравнению с зиджем ал-Хорезми. Хотелось бы думать, что выбор был сделан на основе оценки точности предвычислений. В любом случае таблицы, составленные для Марселя (ок. 1140) Раймондом Марсельским, были основаны именно на них и имели широкое хождение во Франции. Роберт Честерский, отправившийся в Испанию в 1141 г. и даже успевший побывать перед своим переездом в Лондон (в 1147) епископом Памплоны, адаптировал к меридиану Лондона не Толедские таблицы, а зидж ал-Хорезми; однако необходимо отметить, что наряду с этим он включил в него и часть толедского материала.

Очень часто испанское учение уходило за пределы страны вместе с другими текстами при особом посредничестве еврейских ученых. Важнейшим примером является случай Авраама бар Хийи из Барселоны (известного как Савасорда; расцвет его деятельности пришелся на 1110–1135 гг.), который составил астрономические «Государевы таблицы», содержащие смесь еврейского, исламского и птолемеева материала. Сохранилась по меньшей мере одна латинская копия этих таблиц. Они относились к эпохе 21 сентября 1104 г., а в их летосчислении применялся не еврейский, а старый египто-птолемеево-баттаниевский год, состоявший из 365 дней. Авраам открыто ссылался на свои источники, упоминая, что он использовал меридиан ал-Баттани (для ал-Ракки, странный выбор для испанца). Другой испанский еврей – Авраам ибн Эзра из Туделы (ок. 1090 – ок. 1164). Он писал как на латыни, так и на древнееврейском языке и много путешествовал по Италии, Франции и Англии. Около 1143 г. Авраам создал таблицы для Пизы, взяв за основу, как он сам в этом признался, зидж ас-Суфи. Похоже, что Лондонский зидж, составленный около 1150 г., был связан с Пизанскими таблицами, а потому тоже может быть приписан Аврааму.

Такое интеллектуальное предпринимательство продолжалось в течение большей части Средних веков. Связи с еврейскими сообществами на юге Франции отличались прочностью, но они простирались и далеко за пределы этой территории. Данный период взаимного обмена продолжался вплоть до изгнания евреев из Испании. Например, Авраам Закуто, родившийся ок. 1452 г. в Саламанке, чье имя появляется на одном из оттисков обновляемого планетного альманаха и таблицах, которыми пользовались Колумб и Васко да Гама, тоже был изгнан из страны и закончил свои дни в Дамаске около 1522 г. Эта история заслуживает внимания, как и любая другая, где упоминается имя Колумба, хотя недавно было показано, что на деле все оказывается не так просто, как кажется на первый взгляд. Каноны к таблицам не являлись переводом оригинальных работ Закуты, написанных на древнееврейском языке, а, скорее всего, заимствованы у португальских евреев, к числу которых принадлежал Жозе Визиньо. Однако гораздо более интересен тот факт, что арабские версии этих таблиц возникли в XVI и XVII вв. и продолжали использоваться вплоть до XIX в. Другими словами, лежавший в их основе Альфонсов материал проложил себе обратную дорогу в арабский мир благодаря исследованиям, проведенным на юге Франции еврейскими астрономами XIV в. – Яковом бен Давидом Бонжорном при участии Леви бен Гершома – с точностью, достаточной для путешествия по Атлантике.

Вскоре версии Толедских таблиц стали общеупотребительны на территории всей Европы, а в отдельных местах их продолжали использовать даже после того, как они были почти повсеместно отвергнуты. До наших дней дошло более ста их рукописных вариантов – довольно большое число для текста, практически вышедшего из употребления после того, как ему нашли замену. Ученые, жившие в разных городах, адаптировали их к местным меридианам. В некоторых кругах Тулузские таблицы были даже удостоены звания «христианского календаря». Одну из (латинских) версий Толедского сочинения XIV в. даже перевели на греческий язык. Круг культуры замкнулся, вернувшись к своим истокам.

Существует по меньшей мере сорок или пятьдесят западных трактатов, написанных до конца XVI в., которые были посвящены астролябии в ее традиционной форме, и все же с учетом уже упомянутых групп их можно разделить лишь на три главных совокупности. Все они имеют своим истоком арабскую культуру в Испании. Как уже было показано, первое представление об астролябии, очевидно, пришло в Западную Европу в конце X в. с северо-востока Пиренейского полуострова – из Каталонии. По всей видимости, первый поток мигрантов в монашескую Европу иссяк где-то к середине XI в.

Следующий поток оказался гораздо более мощным и имел большее интеллектуальное влияние, поскольку основывался на более полных текстах, лучше аргументированных и полноценнее усвоенных. Один из таких текстов, имевших крайне важное значение, написан испанским астрономом арабского происхождения Ибн ас-Сафаром; его перевели на латынь дважды – сначала Хуан Испанский, а затем Платон Тиволийский. Древнейшая западная астролябия (но не самая древняя) датируется 417 г. Хиджры, то есть 1026/27 г. н. э., и – любопытный факт – если судить по имени, ее изготовителем был брат Ибн ас-Сафара.

Третья совокупность текстов имела своим истоком школу кастильских авторов конца XIII в. при дворе Альфонсо X.

Несомненно, наиболее влиятельной из этих трех совокупностей была вторая. Версия Хуана Испанского использовалась Раймондом Марсельским и еще одним автором, чье истинное происхождение остается невыясненным, но обычно эту работу приписывают иудею из Басры и Багдада Машаллаху. Именно эта вторая совокупность работ ввела в европейскую астрономию арабскую терминологию, включая, например, такие слова, как «зенит» и «азимут».

В ходе XIII и XIV вв. иберийское влияние в Европе становилось все более весомым, хотя и менее очевидным, поскольку астрономы начали забывать истоки, из которых они получили свое знание. В числе наиболее известных европейских авторов, занимавшихся астрономией, были Раймонд Марсельский в XII в., а также Сакробоско и Пьер де Марикур (Петр Перегрин) в XIII в. С началом XIV в. наступает эпоха сочинений, написанных на национальных языках. Во Франции Пелерин де Прус написал адаптированный вариант трактата об астролябиях для дофина – будущего короля Франции Карла V, коронованного в 1364 г. Английский поэт Джефри Чосер внес заметный вклад, написав на английском языке трактат об астролябии, один из экземпляров которого был снабжен подзаголовком «хлеб и млеко для отроков» (вероятно, дело рук шутника-переписчика). В Англии вплоть до начала Нового времени это произведение являлось единственным более или менее толковым сочинением о данном инструменте, однако и оно представляло собой всего лишь компиляцию сведений из трактата псевдо-Машаллаха.

В конце XIII в. нашли новую и недорогую альтернативу обычной астролябии. Представим астролябию с пауком, зафиксированным в каком-либо положении. (Ил. 53 и изображение астролябии на ил. 68 в главе 4 помогут разобраться с помощью краткого пояснения, приводимого ниже.) Если нанизать на нить, продернутую через центр, маленький шарик и использовать его как маркер (в Средние века для этих целей обычно выбирали мелкую жемчужину), то с его помощью можно пометить любую точку на пауке – например, звезду. Протянув нить через звезду, можно легко определить ее расстояние от центра с помощью скользящего шарика, а также найти угол по делениям на внешнем ободе. Поворот нити на заданный угол позволял перемещать маркер в новое положение в точности таким же образом, как если бы вращался сам паук. Такое устройство менее наглядно, но с механической точки зрения изготовить его было значительно проще и дешевле, чем полноценную астролябию. Теперь продвинемся еще на один шаг и мысленно сложим в несколько раз нашу сборную графическую схему (состоящую из линий, соответствующих пауку и тимпану астролябии). Первый раз мы сложим ее вдоль главной оси, а затем – вдоль оси, перпендикулярной к первой. Мы получим нагромождение линий, точек и градуированных шкал, многие из которых будут повторяться, однако если у нас есть ясное представление о том, как функционирует астролябия, то с помощью получившейся «астролябии-квадранта» можно решать в точности те же задачи, что и с помощью обычной астролябии.

90

Фрагмент ксилографии Оронса Фине (1542), на котором художник выслушивает наставления Урании – музы астрономии. Он держит в руке астролябию, повернутую к нам обратной стороной. В нижней части изображен квадрант Профация, а на земле (справа относительно зрителя) – складные солнечные часы.

Для измерения высот обычно добавляли небольшие диоптры с крошечными отверстиями вдоль одного из радиусов квадранта. При обычном использовании квадрант поворачивался до тех пор, пока звезда или другой объект не становились видимыми через два указанных отверстия. Вертикаль устанавливалась с помощью отвеса со шнуром, подвешенного к геометрическому центру внешней шкалы, после чего со шкалы считывалась высота. (Такой метод определения высоты характерен для большинства квадрантов и не являлся чем-то относящимся исключительно к астролябии-квадранту.)

Наиболее раннее из известных описаний астролябии-квадранта составлено на древнееврейском языке Яковом бен Махиром Ибн Тиббоном между 1288 и 1293 гг. – автором, известным в латинской литературе как Профаций Иудей (ок. 1236–1305). Он провел почти всю жизнь в Провансе, но родился в Марселе, а умер в Монпелье. Его семья прибыла из Гранады – места, которое его отец был вынужден покинуть из‐за общественных беспорядков. Его отец и дед заработали себе репутацию на переводах с арабского на древнееврейский, и логично предположить наличие некоего исламского прототипа у так называемого нового квадранта Тиббона. Тот факт, что он называет его «израильский квадрант», трудно сочетается с этой догадкой. В очень скором времени эту работу перевели на латынь (Арменгауд в 1299 г.), и ее латинский вариант распространил датский астроном Петр Филомен. Благодаря этому трактату указанный инструмент стал близко знаком астрономам, владевшим латинским языком, и оставался таковым в течение долгого времени. (На ил. 90, относящейся к более позднему периоду, представлен один из экземпляров этого инструмента.) Его популярность стала результатом крайней простоты его изготовления: аккуратно расчерченный пергамент или лист бумаги, наклеенный на деревянный квадрант, были вполне по средствам даже не слишком обеспеченным ученым, хотя не каждый из них умел различать совмещенные шкалы и налагающиеся друг на друга метки звездных положений. Вне всякого сомнения, именно по первой из указанных причин он стал очень популярен в Оттоманской империи (обычно его изготавливали в виде деревянного квадранта, покрытого лаком) начиная с XV в. и далее. В Турции у людей, использовавших традиционные астрономические методы для регламентации религиозной жизни, он сохранялся вплоть до XX в.

Мы видели, что в период поздней Античности в качестве источника, приводившего в движение автоматы, в особенности устройства для измерения времени, использовалась вода. Герон Александрийский (расцвет его деятельности пришелся на 62 г. н. э.) часто рассматривался историками как искусный инженер, но не более того. Однако, к его чести, у него имелось и несколько важных математических достижений, воплощенных во множество изобретенных им машин, включая те, что работали на силе воды, пара и давлении воздушного потока. Его работа о водяных часах в настоящее время утеряна. Как и его предшественник Архимед, Герон, по всей видимости, оказал определенное влияние на арабов, и в X в. ал-Хорезми с очевидностью продемонстрировал, что старые технические приемы отнюдь не утрачены.

Явные следы греческого влияния можно обнаружить у автора начала XIII в. ал-Джазари. Он находился на службе у Насира ад-Дина, правителя Диярбакыра, для которого он изготовил множество разнообразных машин и приспособлений. Он признавал, что идея водяных часов была позаимствована им из другой работы (он приписывал ее Аристотелю). Другие авторы, включая великого ал-Бируни, упоминали о часах, приводимых в движение водой или песком, и эта проблема, несомненно, продолжала вызывать интерес не только в смысле сообщения вращения некоему абстрактному колесу для отсчета времени, но и в смысле воспроизведения обращения небес – будь то небесный глобус или его плоская проекция – по двадцатичетырехчасовому циклу.

В Испании такие устройства появляются в XI и начале XII в., хотя в поэме, посвященной Абд ар-Рахману II, четвертому эмиру Кордовы из династии Омейядов, написанной примерно в 887 г., содержится значительно более раннее упоминание о водяных часах. Например, в XI в., как известно, водяные часы изготовил некий Ахмад (по другой версии – Мухаммад) ибн Халаф ал-Муради, а позже – Абу-л-Фатх Абд ар-Рахман ал-Хазини. Мы мало знаем о конкретном содержании их работы. Одно из сочинений XI в. содержит детальное описание тщательно разработанного механизма для управления автоматическим устройством, откуда следует, что со времен Античности существовала постоянная, непрерывающаяся практика, использовавшая выдвинутые тогда идеи, хотя и не обязательно относящиеся непосредственно к астрономии. Другой автор описывает небесный глобус, вращающийся суточным движением, движущая сила которого производилась тягой груза, лежащего на подушке из песка, а уровень песка понижался по мере того, как он убегал через отверстие.

В конструкцию водяных часов в Фесе (Марокко) XIV в. входили солнечные часы с астролябией. Означало ли это, что к тому времени западноевропейское знание стало транслироваться обратно в исламский мир Северной Африки? По этому поводу сложно сказать нечто определенное, и лучше оставить этот вопрос открытым, однако не вызывает сомнений следующее: к тому моменту, когда эти часы были установлены на Карауинской мечети в Фесе, европейские часы с астролябией на полном механическом приводе уже не представляли собой чего-то чрезвычайно исключительного. И, как будет показано в главе 10, это в высшей степени значимое изобретение напрямую следовало из стремления воспроизвести подвижный образ мироздания.

Начиная с 1320‐х гг. Париж становится одним из наиболее важных центров распространения Альфонсовых таблиц, заменивших спустя очень короткое время устаревшие Толедские таблицы. Некоторые исследователи полагают, что эти таблицы не являлись Альфонсовыми в буквальном смысле этого слова, а были разработаны непосредственно в Париже. На настоящий момент не существует ни одной копии оригинальных таблиц, хотя пояснительные каноны, написанные на кастильском языке, сохранились, и недавно их заново отредактировали и снабдили комментарием, позволяющим нам оценить их характер и ассортимент. Мы в состоянии реконструировать с довольно высокой степенью достоверности некоторые параметры утраченных таблиц. Происхождение большей части входящих в них данных, безусловно, берет начало в различных наиболее часто используемых зиджах (мы уже упоминали об этом). Несмотря на то что распространение играет не менее важную роль, чем происхождение, будет вполне логично предположить: без Альфонсо X – короля Леона и Кастилии «Альфонсо Мудрого» – эти таблицы могли бы просто не появиться.

Альфонсовы таблицы являются только одним аспектом важных научных инициатив этого правителя XIII в., который всячески поощрял перевод с арабского языка на кастильский множества философских и научных трудов, продолжая дело, начатое уже под патронатом его отца Святого Фернандо III, и это должно со всей определенностью уверить нас в том, что в мире восточного и западного ислама у астрономии существовали могущественные покровители. В самом начале введения к канонам содержатся фразы, представляющие короля в этом свете. В таблицах используется Альфонсова эпоха, отсчитываемая от полудня 31 мая 1252 г. – момента коронации, хотя, как сообщается в прологе, они составлялись между 1263 и 1272 гг. Эта эпоха христианского короля была впоследствии увязана со старой испанской эрой (исламской Хиджрой) и персидской эрой Йездигерда. Преемственность культуры, осуществлявшаяся несмотря на грандиозные религиозные различия, символизировала преемственность астрономического материала указанных сборников.

В Толедо, при дворе местного архиепископа, была основана устойчивая традиция перевода с арабского языка на латынь. (Толедо являлся древней столицей вестготов. В течение мавританского периода [712–1085] он был местом обитания крупного мосарабского сообщества. В 1085 г., после захвата его королем Альфонсо VI, он стал наиболее важным политическим и социальным центром Кастилии и оставался таковым вплоть до переноса столицы в Мадрид в 1560 г.) Альфонсо X основал школу, в которую наряду с христианскими и иудейскими эрудитами входили мусульмане, обращенные в христианство. Он даже в каком-то смысле осуществлял руководство этой группой, контролируя их работу и участвуя в составлении для нее особых инструкций. Из полного собрания Альфонсовых книг, включавших ценные трактаты, посвященные универсальной астролябии во всех ее разновидностях, сферической астролябии, водяным и ртутным часам, обычному квадранту («старому квадранту», как его стали теперь называть), солнечным часам и экваториумам можно установить имена пятнадцати участников данной группы. Эта богатая коллекция энциклопедического характера включала также астрологический текст «Книга крестов». Большинство из использованных арабских текстов были испанского происхождения, но не стоит думать, что идеи, родившиеся в Испании, мигрировали только в направлении Европы. Один любопытный факт, имеющий, вероятно, определенное отношение к взаимодействию с мусульманскими астрономами, работавшими под монгольским патронатом, заключается в появлении у них в следующем столетии в точности такого же значения угла наклона эклиптики, как и в двух Альфонсовых книгах (23;32,30°). Это значение указано в зидже, составленном неким ас-Санджуфини и посвященном монгольскому наместнику Тибета. Правило, согласно которому знание всегда выходит за пределы той области, где мы ожидаем его увидеть, в целом справедливо, но применять его нужно с известной степенью осторожности. Данный текст написан на арабском языке, однако на первой странице содержится фрагмент, написанный по-китайски. Современные ученые долго не могли понять этого, пока не разобрались, что это был всего лишь шифр книги, проставленный для облегчения работы китайского персонала, ответственного за хранение восточных рукописей в Парижской национальной библиотеке – месте, где сегодня хранится этот документ.

Ввиду обнаружившихся расхождений между новыми наблюдениями и предсказаниями, сделанными на основе устаревших Толедских таблиц, Альфонсо распорядился изготовить инструменты и произвести наблюдения непосредственно в Толедо. Для составления новых таблиц были выбраны два иудейских астронома, а именно – Иуда бен Моисей Коэн и Исаак бен Сид. Они вели наблюдения в Толедо в течение более чем года, однако король часто путешествовал со своим двором, поэтому значительную часть работы проделали в Бургосе и Севилье.

История о связи между испанскими и парижскими таблицами, известными под именем «Альфонсовых», содержит массу неясностей, однако существует несколько ключевых документов. С сугубо исторической точки зрения наиболее значимым из них является сочинение «Толкование роли короля Альфонсо в деле составления его Таблиц», написанное Иоанном де Мурисом в 1321 г. В 1322 г. Иоанн де Линериис – учитель как Иоанна де Муриса, так и Иоанна Саксонского – написал работу, в значительной мере опирающуюся на каноны старых Толедских таблиц, но с прозрачными включениями из недавно появившихся «Альфонсовых» таблиц: он использовал приводимый в них эксцентриситет Солнца, во всяком случае из их парижского варианта, который, с большой вероятностью, совпадал со значением, указанным в оригинале. Кроме того, он пришел к заключению, что прецессия (рассчитанная с использованием теории восхождения и нисхождения) может быть применена к положениям апогеев планет; он использовал двенадцать знаков по 30° каждый (Овен, Телец, Близнецы и т. д.), а не шесть знаков по 60°; а также предпринял другие шаги, указывавшие на то, что в его распоряжении имелись испанские каноны.

Я уже упоминал о противоречиях, существовавших в шестидесятеричной системе. Насколько нам известно, использование зодиакальных знаков по 30° уходит своими корнями в глубокое прошлое, однако эта традиция была в высшей степени несогласованной, и в поздний персидский период, следует отметить, использовались «физические знаки» по 60°, что давало некоторые арифметические преимущества. Астрологи никогда не расценивали сложившуюся ситуацию как удовлетворительную.

В какой-то момент между выходом указанных сочинений и 1327 г. Иоанн де Линериис и его ученики (они, несомненно, были знакомы с работами друг друга) объединили самые существенные элементы в то, что впоследствии стало наиболее широко известной версией этих таблиц, вышедших в 1327 г. под редакцией Иоанна Саксонского. Между 1322 и 1327 гг. Иоанн де Линериис написал собственные каноны к таблицам. В 1320‐х гг. он значительно усовершенствовал их, включив туда таблицы объединенных планетных уравнений. Это было важным шагом. Планетные уравнения, напомним, – это значения, которые необходимо добавлять к постепенно увеличивающемуся и легко рассчитываемому среднему движению, чтобы получить точное положение планеты в определенный момент времени. В каждом случае необходимо рассчитать два главных уравнения, причем одно из них частично зависело от другого. В новом представлении имеется только по одной таблице для каждой планеты с единственным объединенным уравнением. Оно зависело от двух параметров – «среднего центра» и «среднего аргумента», также включенных в таблицу. Получившиеся таблицы по праву названы Великими таблицами. На самом деле впервые подобные действия были, по-видимому, произведены тремя веками ранее небезызвестным для парижан Ибн Юнисом.

Нет никаких веских оснований полагать, что оригинальные Альфонсовы таблицы появились восточнее Пиренеев ранее 1321 г. Согласно замечанию Андало ди Негро, сделанному в 1323 г., ему были известны оригинальные каноны, поясняющие правила пользования таблицами, хотя Иоанн де Мурис ничего об этом не сообщает. Его работа, написанная в 1321 г., представляет собой чистую реконструкцию. Андало хорошо известен историкам как астроном, неоднократно восхваляемый великим итальянским писателем Боккаччо. Так уж получилось, что к появлению Альфонсовых таблиц причастны трое итальянских ученых, а именно – Иоанн Мессинский, Иоанн Кремонский и Эгидио де Тебальди из Пармы. Привлечение итальянцев не было чем-то необычным, поскольку до 1275 г. Альфонсо считал себя кандидатом на трон императора Священной Римской империи и регулярно обменивался посольскими миссиями с итальянскими государствами.

Высказывая предположение, что таблицы привезли в Париж из Испании, мы не можем указать на то, как конкретно это произошло. Существует несколько вероятных сценариев развития событий. Как сообщает нам Иоанн де Мурис, ему был известен некто, знавший об этих таблицах, но предпочитавший не распространяться об этом знании. Это наталкивает на мысль о некоем его знакомом, прошедшем обучение в Испании. Некий парижский ученый 1340‐х гг. упоминает о существовании испанской версии книги Альфонсо о неподвижных звездах, «взятой из королевской библиотеки». Кроме того, автор говорит, будто он видел глобус, изготовленный для Альфонсо, с точно размеченными положениями звезд. Остается невыясненным, было ли это увидено непосредственно в Испании или уже после того, как эти вещи привезли в Париж. Вполне вероятно, что когда-нибудь мы отыщем документы, которые позволят заполнить данный пробел в нашем знании протяженностью в пятьдесят лет и восстановить точный маршрут передачи указанной информации.

Иоанн де Мурис продемонстрировал незаурядное упорство и весьма неплохие навыки извлечения из доставшегося ему материала нескольких новых параметров. Для этого ему пришлось произвести нетривиальные расчеты, и можно усмотреть определенный смысл в том, что он столкнулся с необходимостью обратиться к одному из своих друзей за шестидесятеричной таблицей умножения ровно в тот год, когда было написано его «Толкование». Он никогда не утверждал, будто создал нечто оригинальное, однако справедливо полагал: произведенные им расчеты корректны, поскольку таблицы хорошо согласовывались с проведенными им самим наблюдениями. Его уверенность в Кастильских таблицах с очевидностью следует из тона его письма. Не вызывает сомнений, что максимальное значение уравнения для Солнца (2;10°) рассчитано именно по Испанским таблицам. Гораздо сложнее было получить планетные параметры для Парижа, однако их, несомненно, вывели из того же источника. Наиболее сложная часть работы связана с Альфонсовой теорией прецессии. Если коротко, то она включала в себя два движения – равномерное (вековое), как его определили Гиппарх и его наиболее ранние последователи, и долговременное осциллирующее движение в стиле теории восхождения и нисхождения, ошибочно приписываемой Сабиту ибн Корре. Равномерная компонента Альфонсовой прецессии совершалась со скоростью 360° за 49 000 юлианских лет. Здесь, действительно, была использована не самая удачная идея, поскольку движение звезд ставилось в зависимость от произвольного выбора того, сколько дней должно быть в одном календарном году. (Мы совершаем произвольный выбор, утверждая, будто год состоит из 3651/4 дня; к тому времени никто не мог поручиться за точность этого значения. Тропический год, как полагали астрономы, примерно на 10;44 минуты короче, чем 3651/4 дня. За 49 000 лет набегала разница в 365,23 дня, что являлось неизбежным следствием применения такого большого периода.)

В процессе изучения истории математической астрономии возникает соблазн пожертвовать менее значительными темами и сосредоточиться только на больших вопросах, таких как перевороты, совершенные Коперником и Галилеем. Например, ни один кассовый фильм о Копернике не содержит упоминания о восхождении и нисхождении, хотя сам Коперник определенно симпатизировал этой идее и даже считал, что она хорошо выявляет прошлые слабые стороны теорий его почитаемых предшественников. Ключи к решению исторических вопросов зачастую упрятаны в, на первый взгляд, малозначимых и даже тривиальных данных. Рассмотрим, например, звездный каталог, приводимый в Альфонсовой «Книге восьмой сферы», а также в некоторых печатных изданиях Альфонсовых таблиц. Он включает долготы птолемеевых звезд, систематически увеличенные на 17;08°. Первая версия этой книги (1256), основанная главным образом на посредническом арабском перечне звезд ас-Суфи (964 г. н. э.), была исправлена двумя иудеями (Иудой бен Моисеем Коэном и Самуилом Галеви) и двумя христианами (Иоанном Мессинским и Иоанном Кремонским) в 1276 г. Значение 17;08° не удовлетворяло расчетам теории двойной прецессии за временной интервал между Птолемеем и 1276 г. Однако оно соответствовало расчету за интервал с 16 г. н. э. (выбранный в качестве точки отсчета в Альфонсовой модели осциллирующей прецессии) по 1252 г. (год коронации Альфонсо). Некоторые арабские астрономы полагали, как мы знаем, что Птолемей опирался на утраченную работу Менелая, датируемую концом I в. Долготы Птолемея, как нам также известно, в среднем на один градус меньше тех, что должны были быть на самом деле. Отсюда ясно, почему астрономы Альфонсо, зная о систематической ошибке в долготах, приписывали их измерение, опираясь на примерные годы жизни Птолемея, астроному, работавшему более чем столетием ранее, а именно – в 16 г. н. э.

В следующей главе мы вернемся к истории Альфонсовых таблиц позднего периода, помогавших в течение более чем двух столетий формироваться европейской астрономии. После первого десятилетия своего парижского существования они продолжали дорабатываться в Англии во многих важных аспектах. Дж. Л. Э. Дрейер полагал, что ему удалось обнаружить в Англии «утраченные» оригиналы Испанских таблиц, известных под именем таблиц Уильяма Реде, однако на деле возникновение последних вполне может быть объяснено в логике появления многих посреднических форм Парижских таблиц.

Роль Испании в восстановлении западной астрономии гораздо более весома, чем импульс, полученный ею напрямую из Византии. Последний был в некотором отношении потенциально более сильным, поскольку византийские ученые обладали доступом к лучше обработанному восточному исламскому материалу, однако это преимущество так никогда и не удалось реализовать. До разграбления венецианцами Константинополя в 1204 г. византийская астрономия почти полностью основывалась на александрийских источниках; это те же самые источники, к которым византийские ученые повторно обратились после того, как вслед за восстановлением в конце XIII в. политических функций Византии наступило великое Возрождение. Ключевой политической фигурой в этом процессе стал Михаил VIII Палеолог, византийский император (1259–1282), основатель династии Палеологов, царствовавшей в Византийской империи вплоть до падения Константинополя в 1453 г. под натиском мусульман. По той же причине, по которой астрономия время от времени входила в моду при старом византийском дворе, она вернулась и после восстановления политических функций Византии, однако ее возрожденная популярность стала к тому времени более устойчивой.

Во втором десятилетии XIV в. Феодор Метохит (к тому времени он был уже на пятом десятке и являлся деятельным императорским министром) написал произведение, которое может быть расценено как первый со времен Теона основательный греческий трактат, посвященный астрономии Птолемея. Ученик Феодора Никифор Григора был в еще большей степени неравнодушен к учению Птолемея и написал сочинения, посвященные астролябии, составлению календарей, определению постоянной прецессии с помощью наблюдений и о многом другом в подобном роде; однако, похоже, он почти ничего не знал о том, что византийские астрономы сумели извлечь из арабских зиджей и других источников тремя столетиями ранее. Однако на этом этапе возник новый поток восточного знания, пришедший с неожиданной стороны, а именно из Персии. Стали доступны новые собрания нескольких персидских таблиц в переводе, сделанном Григорием Хиониадом, который, скорее всего, обнаружил их оригиналы во время сухопутного путешествия в Персию из черноморского Трапезунда. Этот персидский материал был тщательно изучен в Константинополе. Спустя некоторое время византийские ученые начали основываться еще и на западных источниках, и, похоже, результатом этих эклектичных действий стало то, что, не увидев за деревьями леса, они потеряли фундаментальную теорию за мешаниной несогласуемых параметров. В последние годы империи, непосредственно перед турецким завоеванием 1453 г., наблюдалась довольно высокая активность, у которой была своя история, но это случилось слишком поздно, чтобы оказать какое-либо заметное воздействие на мир за пределами Византии. Действительно, Запад испытывал определенное византийское влияние, но оно осуществлялось через классические греческие тексты, привезенные туда изгнанниками (такими, как кардинал Виссарион) или торговцами, снабжавшими западных гуманистов книгами. По большому счету византийское влияние носило скорее литературный, чем научный характер, и было бы ошибкой считать, что оно определило направление развития астрономии в той же степени, как это сделали многие талантливые астрономы ал-Андалуса.

91

Фрагменты календаря из Колиньи. В 1897 г. неподалеку от старой римской дороги из Лиона в Страсбург было найдено 550 бронзовых осколков, большая часть которых оказалась фрагментами статуи какого-то божества, но 150 из них относились к Галльскому календарю. Сегодня этот артефакт является одним из наиболее ценных источников по античному языку и содержит 2000 слов, расположенных в шестнадцати столбцах. Датируемый, по всей видимости, II в. н. э., этот календарь относится к категории лунно-солнечных и охватывает пять лет по двенадцать месяцев, состоящих из 29 или 30 дней с интеркаляцией двух месяцев через пять лет для выравнивания солнечного и лунного цикла. Слово, упоминаемое в середине каждого месяца, – Atenoux – может означать полную Луну. Другие слова могли употребляться для обозначения праздничных дней. Календарь написан латинскими буквами, но не имеет никаких пересечений с юлианским календарем.

Поскольку глубокий интерес к способам объяснения небесных движений с очевидностью прослеживается в Европе вплоть до неолитического периода, не удивительно, что он оставил след и в самых ранних обнаруженных исторических документах. В своих отчетах о войнах в Галлии Юлий Цезарь описывает астрономическое знание, имеющееся у друидов, а римский историк Плиний Старший делает это более детально. Судя по всему, люди, обитавшие на севере Европы, начинали каждый месяц, год и цикл из тридцати лет с новолуния. Начало дня, точнее суток, объединяющих день и ночь, отсчитывалось от ночи (отметим, что английское слово, означающее «полмесяца» [fortnight], состоит из корней, обозначающих «опорный пункт» и «ночь»). В 1897 г. во Франции в местечке Колиньи под Леоном обнаружили фрагменты бронзового календаря (ил. 91), являвшиеся частью скульптурного изображения бога. Более мелкие фрагменты другого календаря нашли в пещерном озере близ Муарана (в департаменте Юра) в 1802 г. Они, похоже, датируются II в., а это позволяет сделать заключение о существовании в то время лунно-солнечного календаря, месяцы которого насчитывали по 29 или 30 дней, и два месяца по 30 дней каждый интеркалировались с интервалом в пять лет. Британские и ирландские кельты группировали дни по тройкам и девяткам. (Неделя, состоящая из семи дней, пришла к ним вместе с христианством.) Вероятнее всего, календарь из Колиньи предполагал деление месяца на две части. Он представлял собой сложную систему обозначения месяцев и дней и, по-видимому, разделял их на благоприятные и неблагоприятные. Подобное разделение (если в виду имелось действительно это) было общим местом всех средневековых календарей, использовавших систему «египетских дней». Ранняя ирландская литература содержит описание случаев, когда для гарантии рождения ребенка в благоприятный день роды намеренно задерживались.

Более раннее деление времени, задаваемое сезонами, отделяемыми друг от друга, например, днями зимнего и летнего солнцестояний, оставило след в народных обычаях, существовавших на территории всего кельтского мира, особенно в Бретани, Ирландии, Уэльсе, на острове Мэн и в горной Шотландии. Праздники христианской церкви, как часто утверждается, очень точно синхронизированы с более старыми языческими праздниками; например, праздник святого Иоанна Крестителя приходится на день летнего солнцестояния, когда в свое время проводился кельтский праздник костров. Существует поверье, что на этом настоял сам святой Патрик (Патрик как-то обмолвился о почитании Солнца в Ирландии). Дохристианские языческие элементы существуют и в самих христианских праздниках, однако практическая повсеместность праздников, посвященных Солнцу (большинство их является языческими по определению), не объясняет в полной мере того, почему праздники, завезенные со стороны, следует считать менее языческими, чем их местные разновидности.

Гораздо сложнее поддаются отождествлению аналогичные древнегерманские и древнескандинавские традиции. В Швеции сохранились рисунки на скалах, посвященные, предположительно, какому-то солярному культу, кроме того, Солнце и Луна, день и ночь, лето и зима – все это персонифицировано в песнях «Старшей Эдды». Благодаря произведениям византийского писателя Прокопия мы знаем, что когда зимой в местах, расположенных за полярным кругом, Солнце исчезало на (как он пишет) сорок дней, счет дней прекращался, пока не наступало время отправки наблюдателей в горы для высматривания восходящего Солнца; это обеспечивало пятидневную фору до его повторного появления людям, находившимся внизу, которые, получив это известие, начинали готовиться к проведению грандиозного праздника. Похожие солнечные культы существовали у древних балтийских народностей и, естественно, у жителей Исландии, но всякий раз, когда в них обнаруживались элементы, напоминавшие более систематичные разделы астрономии, существовавшие в других регионах, обычно не представляло труда установить траектории этого культурного влияния. Хорошим примером могут служить так называемые золотые рога из Галлехуса – два больших артефакта в виде рогов, найденные в разное время недалеко от датской деревни Галлехус. В 1802 г. их украли из королевской сокровищницы в Копенгагене, и они бесследно исчезли, однако наброски имевшихся на них изображений показывают, что они были покрыты фигурами как людей, так и животных, которые В. Хартнер интерпретировал как стилизованные письмена (написанные рунами), имевшие отношение к затмению Солнца 16 апреля 413 г. Хартнер обнаружил в этой символике связь с эллинистической и восточной астрономией.

Одни исследователи рассматривают христианское Священное Писание как нечто поощряющее преследование астрономии как науки, а другие – как что-то прямо враждебное ей. В нем определенно используется множество простейших аналогий между космосом и устроением обыденного мира. Скиния, возведенная Моисеем в пустыне, была своеобразной проекцией мира; семилампадный светильник воплощал Солнце, Луну и планеты; шестикрылые золотые изображения, вероятно, представляли собой Большую и Малую Медведицы. Вещи такого рода не были тотально антагонистичны науке до тех пор, пока они не стали источником громадного корпуса мистических комментариев, воспринимаемых как потребность в защите истинной веры. Зачастую подобный мистицизм был замешан на грубых и неграмотных обыденных представлениях. Хорошим примером такого рода является Лактанций (ок. 240–320). Этот «христианский Цицерон», один из наиболее известных отцов церкви и человек, ставший воспитателем сына императора Константина, проповедовал тем не менее против Аристотеля и отстаивал взгляды о том, что Земля является плоской.

Есть широко распространенный миф, бесконечно повторяемый многими учителями младших классов, согласно которому шарообразность Земли была впервые открыта Колумбом. Безусловно, в разные времена разные люди верили в разные вещи, и в эпоху Колумба разрыв между образованными и необразованными классами был больше, чем сейчас, однако этот миф в большей степени соответствует психологии людей, отправляющихся в плавание в поисках неведомого. Представление о круглой Земле лежало в основе учений древних греков и их интеллектуальных преемников. В литературе поздней Античности и раннего Средневековья сохранилось много отзывов о враждебном отношении Лактанция к этой идее. Даже допускавшие сферичность Земли часто вставали перед проблемой существования людей-антиподов. Зачастую те, кто с неохотой признавал эту последнюю возможность, склонялись к тому, что эти существа ведут свое происхождение не от Адама, им не может быть даровано спасение и, поскольку они ходят на голове, расположенной у них ниже, чем ноги, они неспособны к рациональному мышлению. Тысячелетие, которое мы втискиваем в категорию «Средние века», нельзя рассматривать как нечто полностью однотипное и лишенное динамизма, подобный скептицизм отнюдь не являлся типичным убеждением образованных людей, живших в это тысячелетие.

Некоторые отцы церкви делали все возможное для примирения Священного Писания с греческой философией. К ним можно отнести епископа Милана Амвросия (IV в.), заслужившего высокую оценку за свое высказывание о том, что дом может быть сферичным изнутри и квадратным, если на него посмотреть снаружи. В Книге Бытия поднимается множество сложных вопросов, например о месте вод, каким-то образом подвешенных над твердью. Блаженный Августин (354–430) реформировал византийское христианство (в него он был обращен уже в зрелом возрасте), прибегнув к помощи неоплатонизма и общим языческим воззрениям, к которым он приобщился в ходе получения образования; он был вполне подготовлен к тому, чтобы обсуждать идею сферичности, но так и не определился с окончательным ответом на этот вопрос. Это не единственный случай, когда в качестве убедительного аргумента выбиралось почтение, выказываемое в отношении Библии. По сравнению с упомянутыми авторитетными авторами Иоанн Филопон (ок. 490 – ок. 570) привнес существенное изменение в эту традицию. Именно он в первую очередь был ответственен за христианизацию Александрийской школы, и его комментарии к Аристотелю, содержавшие критику аристотелевских представлений о вечности и особом субстанциальном статусе небес («пятый элемент»), отличались высоким интеллектуализмом. Он смог бы занять свое место в истории благодаря единственному произведению «О сотворении мира», даже если бы больше ничего не написал, поскольку этот труд представляет собой сокрушительную критику в адрес Феодора Мопсуестийского, использовавшего Священное Писание как научный текст, который якобы может служить доказательством того, что небеса не обладают сферической формой, а звезды переносятся ангелами.

Впоследствии эти ранние христианские дебаты получили продолжение на территории всей Европы. Грандиозные изменения произошли после падения Западной Римской империи. Давление на Рим с севера нарастало в течение примерно сотни лет, пока в 476 г. Одоакр не стал первым королем-варваром Италии. В течение какого-то времени синхронное использование латинского и местных языков на территории бывшей империи поддерживало ситуацию некоторой неопределенности, но в итоге и эта последняя связь с цивилизацией была утрачена. Однако произошли и обратные изменения, затронувшие всю Северную Европу, которые развивались по мере того, как ее обитатели постепенно обращались в христианство. Это позволило восстановить многие из утраченных связей, поскольку церковь приходила со своими книгами и своей системой образования. Получить его можно было только овладев латинским языком. Безусловно, церковь принесла с собой и веру в единого Бога-творца, создавшего небо и землю, которая постепенно вытесняла идею о том, что множество богов делят между собой ответственность за управление событиями природного мира. Если принять за истину, будто большинство лучших научных достижений древности совершено людьми, верившими скорее во множество богов, чем в единого бога, то это может стать хорошим аргументом в пользу следующего утверждения: наука прогрессирует тем более свободно, чем больше божественных дланей участвует в приготовлении теста, из которого лепится пирог бытия. Очень похожий тезис можно найти в «Этимологиях» ученого VII в. Исидора; в них он пытается продемонстрировать, что даже сам язык, необходимый для описания природных и человеческих событий, не оставляет места никакой мифологии.

Ранее я уже упоминал об Исидоре в связи с испанскими событиями. Он был величайшим синтезатором, склонным опираться скорее на римскую энциклопедическую традицию, чем на свой незаурядный интеллект. Он пользовался приемом, позволившим избежать многих проблем, – цитирование греческих авторитетных авторов (в латинском переводе) без высказывания каких-либо критических суждений в их адрес. Случай Исидора недостаточно полно иллюстрирует грандиозное смешение культур, имевшее место в то время даже на далеких рубежах Европы. В данном случае гораздо более уместно будет упомянуть о его современнике Беде Достопочтенном (672–735). Монашество не являлось чем-то новым для Британии (оно начало практиковаться там примерно с 430 г.), но Беда получил образование в бенедиктинских монастырях Уирмута и Ярроу (недалеко от Ньюкасла), основанных лишь несколькими годами ранее человеком, привезшим с собой солидный багаж средиземноморского знания. Это их настоятель Бенедикт Бископ, прошедший обучение в очень известной школе, расположенной на острове Лерин (недалеко от Канн), а также в Риме. Бенедикт привез с собой из Рима двух ученых, ранее живших в еще более отдаленных местах: архиепископа Феодора, родом из Тарсуса (Малая Азия) и аббата Гардиана, жившего в Северной Африке и Неаполе. Позже Беда сам способствовал тому, чтобы к нему переехали еще ученые из Ирландии и континентальной Европы.

Беде повезло. Дюжина томов множества его опубликованных сочинений демонстрирует мастерское владение большинством направлений традиционного христианского учения и проблески неплохого знания астрономии. Фундаментальная астрономия не представлена основательно, но некоторые ее разделы оставались жизнеспособными просто потому, что они требовались для соблюдения монашеского жизненного распорядка – определения времени суток и календарных дат. Она была столь же необходима для ритуалов монашеской жизни, как грамматические навыки для чтения Библии. Первоначально часы суток и особенно «уставные часы» молитв определялись примитивными средствами. Обычно применялись весьма несовершенные солнечные часы, которые, вероятно, вызвали бы улыбку у Витрувия (ил. 92), а впоследствии – простейшие разновидности водяных часов. Старый юлианский календарь продолжал использоваться как для гражданских целей, так и для определения церковных празднеств, но переходящие праздники – не только Пасха, но и праздники, определяемые по заданному временному интервалу от Пасхи – устанавливались в соответствии со схемой, уходившей своими корнями в лунный календарь дохристианских иудеев. Подобно тому как это случалось во множестве древних культур и как это происходило в ту же самую пору в исламе, религия и здесь основывала свою ценность на базовом астрономическом знании.

Уже с самого начала III в. христианские ученые начали уделять усиленное внимание расчету дней Пасхи. Они, особенно ученые из Александрии и Рима, столетиями боролись за достижение согласия по этому вопросу. Для большинства из них это были астрономические дебри, однако ситуация улучшилась в 457 г., когда Викторий Аквитанский (также известный как Викторинус) проработал три наиболее широко используемые системы и составил таблицы, подключив Римскую церковь к одной из лучших александрийских практик. В частности, он использовал крайне полезный период из 532 лет, после которого даты Пасхи начинают повторяться. Представляется довольно очевидным, что он получил этот период путем путаных доказательств, исходя из собственных представлений о времени сотворения мира, а потому его открытие этой особенности пасхальных дней было в высшей степени случайным. Этот период является результатом наложения солнечного цикла из 28 лет и «Метонова» 19-летнего цикла. Через каждые 28 лет дробные части суток года (состоящего из 365¼ дня) складываются в одну полную неделю, и это приводит к синхронизации дней года и дней недели. 19-летний цикл, напомним, приводит к гармонизации лунного и солнечного циклов, то есть возвращает полнолуние в исходную календарную дату. Период из 532 лет является общим кратным для обоих указанных периодов, поэтому его использование позволяет достичь обеих целей одновременно, что было важным элементом того, в чем нуждались христиане при определении цикла дат пасхального воскресенья.

92

Четыре стороны Бьюкастлского креста. Столб достигает в высоту около 4,4 метра. Датируемый VII или началом VIII в., он все еще стоит во дворе церкви Святого Кутберта в Бьюкастле (Камбрия, север Англии). Верхушка креста утрачена. Датировка была произведена в основном по руническим надписям с перечислением конкретных имен. Надпись «Алкфрит… помолись за мою душу», скорее всего, относится к вельможе с соколом на руке; но другие имена, одно из которых совпадает с именем нортумберлендского правителя, все еще служит предметом для дискуссий. Памятник содержит грубо изготовленные полукруглые солнечные часы довольно распространенного типа («часы с насечками»), представленные на второй (южной) стороне столба на уровне одной трети, если считать сверху.

В конечном счете решили: это будет воскресенье, наступающее после четырнадцатого дня пасхальной Луны, считая от новолуния включительно. Пасхальная Луна предполагала некоторую опору на реальность, но это понятие с неизбежностью превратилось в некий теоретический конструкт, включавший в себя весьма шаткие астрономические построения. Она определялась как календарная Луна, четырнадцатый день которой выпадает на (или следует за ним) весеннее равноденствие – не истинное равноденствие, смещающееся относительно юлианского календаря, а условное равноденствие, приходящееся на 21 марта. Мы не будем обсуждать здесь хитросплетения, присущие такому подходу, который зажил своей жизнью, далеко удалившись от астрономии, считающей дату равноденствия подвижной.

Викторий действительно рассчитал даты наступления Пасхи для полного цикла из 532 лет и тем самым освободил целые поколения епископов от тревог, связанных с необходимостью рассчитывать это явление самостоятельно, сделав свои данные общедоступными. К сожалению, не все разделяли традиционное представление о Пасхе Римской церкви, поэтому данную систему приняли не везде. Общей договоренности по этому вопросу удалось достигнуть только в VI в. Это случилось, когда папа Иоанн I призвал к тому, чтобы еще раз обратить внимание на проблему наступления Пасхи. Рассмотреть вопрос поручили некоему Дионисию Малому. Предыдущие вычисления были привязаны к римскому календарю, ведущему свой счет от эры императора Диоклетиана – печально известного гонителя христиан. Дионисий находил такую систему предосудительной и сместил группу 19-летних циклов так, чтобы их можно было рассчитать от года рождения Христа. Сегодня считается общепризнанным, что он ошибся с расчетом этой даты на несколько лет. Но при этом в перспективе долгого исторического процесса он сумел отыскать систему летосчисления, принятую, наконец, почти всеми христианами и в свое время приспособленную к использованию практически повсеместно людьми самых разных верований.

Новый способ летосчисления стал широко использоваться на территории всего христианского мира, поскольку Беда включил его в два авторитетных трактата по способам определения времени, написанных для монахов монастыря в Ярроу. Его первая работа, очевидно, оказалась для большинства из них слишком сложной, и ему пришлось написать другой, более объемный трактат, завершенный в 725 г. В итоге «De temporum ratione» («Об исчислении времени») использовался во всем христианском мире в течение более чем семи столетий, и не зря. С технической точки зрения он написан ясным языком с приведением большого количества исторических фактов. В течение чуть ли не пяти столетий после его выхода в латинском мире не написано ничего оригинального, что можно хоть в какой-то степени сравнить с этим трудом, и в течение большей части всего этого времени работа Беды представляла собой один из немногих каналов, посредством которых обычный ученый мог получать представление о какой-либо науке, пользующейся числовыми методами. В ней опять вводился в употребление 532-летний цикл, не использованный Дионисием, так как он не понимал его истинной природы. И все же работа Беды содержала один важный недостаток – в ней не установлен критерий того, когда должен начинаться новый год. Он, как считалось в древности, должен начинаться с зимнего солнцестояния. Например, Плиний способствовал распространению идеи о наступлении зимнего солнцестояния 25 декабря по юлианскому календарю. В Средние века одни считали началом нового года Рождество Христово, другие – 1 января, третьи – 1 марта, четвертые – с двадцать пятого числа того же месяца, а какое-то время некоторые люди полагали даже, что это должна быть плавающая дата, а именно – день Пасхи. И в наши дни существуют страны, где финансовый год начинают с 24 марта по старому юлианскому календарю (6 апреля по григорианскому календарю). Одна из таких стран – та самая, где проживал сам Беда.

С точки зрения истории астрономии отнюдь не лишне будет задаться вопросом о том, как так получилось, что Рождество стали праздновать 25 декабря, особенно учитывая совпадение этой даты с днем солнцестояния. В Евангелиях ничего не сказано о дате рождения Христа, и оно не праздновалось до тех пор, пока египетские христиане не выбрали в качестве даты Рождества 6 января. Этот обычай широко распространился по всей территории Восточного христианства и, вероятно, мог быть принят и Западной церковью, если бы ее поборники не выбрали в качестве такового день своего солнцестояния. Действительно, в ходе IV в. они постепенно переняли традицию празднования этого праздника, сместив его на дату своего солнцестояния. Один сирийский автор привел дополнительное объяснение, упомянув, что зимнее солнцестояние было языческим праздником рождения Солнца, который отмечался разжиганием огней в честь этого события; и учителя Церкви, понимая, насколько это празднество обладает широкой популярностью в народе, на самом деле только делали вид, что действуют свободно. Особо влиятельное сообщество «язычников» было представлено последователями митраизма, в течение столетий составлявшего серьезную конкуренцию христианству. В некоторых римских источниках 25 декабря обозначается как Natalis Solis Invicti, то есть «день рождения непобедимого [или непокоренного] Солнца». Солнце слабело, продолжительность дня уменьшалась, но теперь, в день солнцестояния, оно перерождалось. Вряд ли можно было найти более подходящий день для празднования рождения Христа. И все это свидетельствует о чем-то большем. Современные ученые часто находят уже упомянутые нами доисторические памятники, ориентированные на положение Солнца в день (зимнего) солнцестояния, возводимые по случаю умирания Солнца. Практики митраистов и ранних христиан, напротив, предполагали, что эта трактовка ошибочна и речь идет всего лишь о внутреннем перерождении Солнца.

Но вернемся к Беде: одним из его достижений стало придание устойчивости самому языку вычислителей – языку во многом забытому сегодня, так что наши календари представляются нам составленными как бы анонимными авторами. Один из важных технических терминов, заслуживающих упоминания, ведет свое происхождение от позднего автора, обладавшего огромным влиянием, Александра из Вильдье и называется золотым числом. Если взять какой-либо год Y нашей эры, то золотым числом будет остаток от деления года Y + 1 на 19. Это понятие представлено Александром в работе, написанной в 1200 г. Будучи тесно связанным с доктриной, заложенной Бедой, он во многих аспектах облегчал задачу вычислителей, и в позднейших вариантах церковных календарей золотые числа обычно выписывались напротив каждого дня в году по причине, объяснение которой содержится в подписи к рисунку, иллюстрирующему одну из страниц такого календаря (см. ил. 93). Предполагалось, что каждый студент факультета искусств в средневековом университете, каждый образованный священник, инок или монах должен был владеть основами проведения вычислений. И подобно тому как индийские и арабские пользователи зиджей проводили вычисления с помощью пальцев, гораздо менее многочисленные западные канцеляристы использовали в качестве подсобного средства при расчете календаря суставы на пальцах (ил. 94).

93

Современная перепечатка первой страницы типового церковного календаря Высокого Средневековья на январь. Это общий вид календаря XIV в., принадлежавшего Королевскому колледжу Оксфордского университета. Он опубликован Дж. Р. Магра в 1910 г. В нем употребляются сокращенные средневековые наименования на латыни, но на помощь приходят слова в квадратных скобках, которым чтец, похоже, не придавал особого внимания. Страница содержит большой объем информации. Она начинается с указания количества дней в календарном месяце (31) и лунном месяце (в данном случае 30 дней, которые при чередовании с 29 днями давали в среднем 29,5 дня). Далее первый и двадцать пятый дни месяца характеризуются как «египетские» (неблагоприятные). Двадцать пятый день определяется как «седьмой с конца», с типичным включением даты, от которой велся отсчет. Вдоль левого поля проставлены золотые числа. Например, iii, стоящее напротив календ (первого дня) месяца, указывает, что новолуние приходится на этот день в третий год 19-летнего цикла. Семь букв латинского алфавита от A до G, заключенные в квадратики, повторяются на протяжении всего календаря. Они содержат в себе простое, еще не вполне забытое правило соотнесения дня недели с датой месяца: например, если 5 января приходится на вторник и перед ним стоит буква E, то любой другой день, перед которым стоит буква E, также будет вторником. (Простое правило, необходимое для учета дополнительного дня в високосном году.) С помощью этих букв можно было задать отличительные признаки года для тех или иных календарных целей, используя букву, стоящую напротив первого воскресенья года. (Этот обычай объясняет, почему буквы назывались доминиканскими, то есть воскресными.) Колонка под большой буквой К (которой обозначались «календы», первый день месяца) содержит обозначение дней в соответствии со старым римским календарем. Идами месяца (отсутствует на этой странице) была дата, примерно совпадающая с его серединой, а нонами – дата восемью днями ранее. Дни отсчитывались в обратном порядке с включением дня отсчета, то есть в виде последовательности, которая в переводе читалась бы следующим образом: календы… четыре дня до нон… три дня до нон… и т. д. Основной текст содержит перечисление христианских церковных праздников с особыми заметками, касающимися богослужений, ночных бдений и поминальных служб. На представленной странице есть замечания по поводу празднования годовщин членов семьи основателя колледжа. Непосредственно перед самым нижним большим абзацем можно найти, сколько часов, определенных астрономически, содержат день и ночь на данной широте в данную неделю. Кроме того, мы найдем упоминание о религиозных праздниках, которых должен придерживаться каждый, и тех из них, в которые каждая женщина должна воздерживаться от своих «особых трудов», таких как ткачество, трепание льна и стрижка шерсти. В соответствующем месте (но не в начале января) указывались дни, когда Солнце вступает в новый зодиакальный знак, дни равноденствий и солнцестояний, общее летосчисление и случайные краткие записи, оставляемые владельцами по поводу таких явлений, как затмения. В редких случаях в календарях составлялась таблица затмений. Страница заканчивается замечаниями и правилами, которые были понятны только лицу с хорошей подготовкой в области астрономических вычислений и составления календарей.

94

Страница, относящаяся к началу января, из краткого «Computus manualis» (1519–1520), печатной работы, написанной в русле старой традиции обучения оксфордских студентов календарному счету по суставам на пальцах. Строки под рисунком, следующие за инициалом «Cisio Ianus», представляют собой сокращенные мнемонические правила для определения праздничных дней, университетского уклада, золотых чисел и других календарных данных, которые нужно было ассоциативно разместить на пальцах для проведения вычислений.

Календари и прилагаемые к ним тексты принимали огромное количество самых разных форм. Они образовывали непрерывный ряд, и их крайними проявлениями являлись роскошно иллюстрированные и дорогие книги, с одной стороны, и деревянные изделия, изрезанные руническими символами, – с другой (ил. 95). Такие рунические календари, продолжавшие в некоторых местах регулярно использоваться вплоть до XIX в., содержали элементы, отсылающие еще к дохристианскому периоду. Прекрасный ранний манускрипт, содержащий пассаж, посвященный исчислению времени, написан аббатисой Геррадой Гогенбургской (1167–1195) и предназначался для ее монахинь в Эльзасе, включал полный 532-летний цикл. В нем также использовались простые символы: одни обозначали числа, а другие – праздничные дни, представление о которых можно получить из копии фрагмента утраченного манускрипта, приведенного на ил. 96. Такая символика очень часто встречалась в монашеских календарях, и из нее можно почерпнуть много сведений о базовом уровне арифметических навыков тех, кто ими пользовался.

95

В Северной Европе, особенно в скандинавских странах, информация, касающаяся церковного календаря, часто записывалась на деревянных палках и других подобных предметах. Буквы рунического алфавита с легкостью вырезались в основном в виде прямых линий, которые использовались для обозначения дат и золотых чисел, а легко распознаваемые знаки использовались для обозначения праздничных дней. Такие деревянные изделия часто достигали более метра в длину и могли включать в том числе строки «Cisio Ianus» (см. ил. 94). На рисунке воспроизведен шведский календарь 1560‐х гг. из Даларны длиной примерно 60 и толщиной – 2 сантиметра. Каждая сторона охватывает полугодовой период. Рунические надписи содержат среди прочего слова: «Меня вырезал Мас Йонсун».

Репутация схоластических текстов Беды была чрезвычайно высока, и в них сохранялись некоторые простейшие общие законы солнечной и лунной астрономии в то время, когда многие церковники проявляли по отношению к ним крайнюю настороженность. Беда писал о приливах и об их связи с Луной, опираясь главным образом на собственный опыт, однако большинство его космологических убеждений, как следует из его книги «О природе вещей», были почерпнуты из античных источников. Он собрал пеструю коллекцию представлений о звездах, грозах, землетрясениях, частях света и т. п., опираясь на Священное Писание, Исидора и Плиния Старшего. Он учил сферичности Земли и базовым астрономическим сведениям, необходимым для объяснения неравенства дня и ночи, изменения их в зависимости от широты и даже некоторым грубым общим моделям объяснения видимого движения планет. Поскольку Беда жил на периферии европейской цивилизации, его сочинения могли часто пониматься превратно, поскольку в то время лишь малое число наиболее ярких ученых могли оценить их достоинства по заслугам. Возможно, что самым выдающимся был Алкуин, величайший англо-нормандский ученый из Йорка, приглашенный в 781 г. Карлом Великим в Ахен (Экс-ля-Шапель). Карл Великий, король франков, призванный в 800 г. стать императором Священной Римской империи, начал собирать вместе ведущих ирландских, английских и итальянских ученых. Английское учение, внедренное Алкуином во франкские школы, было в основном схоже с учениями Беды, но Алкуин написал и собственные таблицы пасхалий; и затем, после его смерти в 804 г., внедрение метода Алкуина в германоговорящий мир продолжил Рабан Мавр.

В течение XI в., когда работы Беды по исчислению времени все еще продолжали использоваться, его популярные космологические очерки были в значительной степени подвергнуты забвению, зато другие работы, особенно поздние сочинения Боэция, стали необычайно популярны. Боэций (480–524), римский аристократ, более всего известный своим сочинением «Утешение философией», написал почти обо всех аспектах схоластического учения кроме астрономии, что, вероятно, является фактом, отражающим нехватку хороших астрономических текстов в Риме того времени. Когда король Бургундии попросил Теодориха, остготского короля Италии, подарить ему водяные и солнечные часы, Боэций, вне всякого сомнения, обладал достаточными астрономическими познаниями, чтобы дать консультацию по поводу их устройства, но недостаточными для предсказания своей кончины: однажды Теодорих распорядится казнить его. Огромный вклад Боэция в западную систему образования базировался не на технических знаниях, которыми он обладал, а являлся результатом его попыток согласовать друг с другом труды Платона и Аристотеля. В ходе выполнения этой работы он пропагандировал простейшую космологию – более или менее аристотелевскую. Ее достоинства заключались скорее в ее простоте, чем в изощренности. Баэция, конечно, нельзя поставить на одну доску с Аристотелем, но он укрепил уважение к аристотелевской идее, согласно которой Вселенная управляется цепочками причинно-следственных связей; и он подготовил почву для более основательного натиска сторонников идей Аристотеля в XIII в. Аристотелизм Боэция принес свои плоды, хотя и с задержкой во времени, что привело к сближению физической космологии и теоретической астрономии.

96

Фрагмент пасхального цикла Геррады Гогенбургской из ее богато иллюстрированного манускрипта «Hortus deliciarum» («Сад утех»), расшифрованного в XIX в., после чего он был уничтожен в ходе Франко-прусской войны. В нижней части представлены дни января и февраля; важность тех или иных праздников отмечена соответствующими символами. Римские цифры соответствуют золотым числам. В верхней части каждый квадрат содержит данные о дне Пасхи в тот или иной год, начиная с 1175 г. Пасха всегда наступает спустя шесть недель после первого воскресенья Великого поста (которое в 1175 г. выпало на 2 марта). Период до Пасхи (включительно) представлен в виде девяти точек для недель и четырех линий для остаточных дней (необходимо иметь в виду, что Геррада отсчитывала год от Рождества).

Можно назвать еще двух античных авторов, внесших более существенный вклад, чем Боэций, в средневековое понимание простейших теоретических принципов астрономии (помимо счета времени). Это Марциан Капелла и Макробий. Скорее всего, оба эти автора были уроженцами Северной Африки. Марциан, умерший ок. 440 г., составил одно из наиболее популярных латинских сочинений Средних веков «О бракосочетании Филологии и Меркурия». В нем каждая из семи подружек невесты предстает в виде одного из семи свободных искусств – сначала «тривиальной» тройки, а именно тривиума, состоящего из грамматики, риторики и диалектики, а затем более изощренной четверки, квадривиума – из геометрии, арифметики, астрономии и музыки. (Структурирование средневековых учебных программ по этим семи предметам в большой степени обязано именно Боэцию, а не какому-либо другому конкретному человеку.) С современной точки зрения астрономия Марциана содержала лишь самые первичные сведения, и после появления исламских текстов она должна была показаться запредельно туманной для тех, кто желал понять и справиться с проблемами, представленными в этом восхитительном новом материале, однако вне всякого сомнения, в свое время она рождала довольно редкие ощущения. В «Бракосочетании» определенно присутствовала жилка качественного киносюжета. Подружки Астрономии прибывают на свадебную вечеринку в полой сфере небесного света, мягко вращающейся и наполненной прозрачным пламенем. Сама она несет в своих руках измерительный циркуль и глобус – простые предметы, в течение долгого времени использовавшиеся в качестве символов астрономии. Большое внимание уделено присутствующим на свадьбе гостям, которые ведут себя так, как и должны вести себя приглашенные на свадьбу гости. Астрономия начинает свою лекцию с перечисления многочисленных кругов (их названия должен был знать каждый студент) и с особой яростью выражает свое негодование в отношении астрономов, конструирующих армиллярные сферы. Согласно ее пояснениям, небесные круги являются идеализацией. Дополнительную порцию славы Марциан получил после того, как Коперник в высшей степени похвально отозвался о нем за его высказывание о расположении Солнца в центре орбит Венеры и Меркурия. Конечно, он извлек свою выгоду из того факта, что Марциан к тому времени был уже всеми любимой фигурой; однако остается невыясненным, насколько широко это убеждение Коперника разделялось обычными людьми. Можно представить себе педагога, пытающегося объяснить нечто с помощью одной из этих ненавистных армиллярных сфер. Сумеет ли студент самостоятельно, без чьей-либо помощи понять смысл слов Астрономии, будто у Солнца есть 183 круга? (При переходе от одного равноденствия к другому оно проходит по небу 183 раза.) Или: когда Солнце совершает их, Марс описывает то же самое вдвое? (Марс совершает полный оборот по своей орбите примерно за два года.) И все же Астрономия особо подчеркивала как минимум одну простую вещь – то, что Земля не является центром солнечной орбиты, как «до сих пор полагали все люди». Здесь, возможно, имелись в виду люди, пришедшие на бракосочетание.

97

Три различных толкования гелиоцентризма, обсуждавшиеся Марцианом Капеллой и приписывавшиеся в манускрипте IX в. (рисунок из которого здесь воспроизведен) Плинию, Марциану и Беде. Здесь точка S обозначает Солнце, V – Венеру, а M – Меркурий. Вариант Плиния очень необычен: создается впечатление, что обе планеты лишены доступа к внешней от Солнца стороне. Овал Меркурия, возможно, указывает на неточное понимание овала дифферента Птолемея. (Оригинал хранится в Париже, BN, ms lat. 8671.)

Не вызывает никаких сомнений, что латиноязычные ученые IX в. предусматривали возможность альтернативного расположения планет, в частности гелиоцентричности орбит Меркурия и Венеры. В начале второй половины того же столетия обнаруживаются совершенно не соответствующие духу истории того времени интерпретации текстов Платона, согласно которым сам он полагал, будто Венера и Меркурий движутся по концентрическим круговым траекториям с центром в Солнце. Марциан, как предполагается, слегка подкорректировал эти предположения, сделав обе эти планеты обращающимися вокруг Солнца, но по пересекающимся орбитам. Иллюстрацию этой идеи наряду с двумя еще более необычными альтернативными моделями можно обнаружить в манускрипте того времени, хранящемся в настоящее время в Париже. Там есть страница с зарисовками (одна из которых воспроизведена на ил. 97) гелиоцентрических схем, принадлежавших, предположительно, Плинию, Марциану и Беде. Не сохранилось никаких свидетельств того, что Плиний или Беда хоть как-то касались этого вопроса.

Другим автором, работавшим в точности в тот же самый период, был Макробий, изложивший азы своих астрономических представлений в форме драмы. Он представил свой рассказ как комментарий ко «Сну Сципиона» Цицерона – работе, где описывается предпринятое во сне путешествие через сферы, благодаря которому Сципион получил возможность окинуть единым взглядом всю Вселенную. Литературный стиль Макробия был не столь ярок, как у Марциана, и больше походил на стиль Цицерона и Платона. Как и Марциан, Макробий обязан своим сочинением не наиболее авторитетным античным авторам, а вторичным астрономическим справочникам. Современному требовательному читателю с преимущественно астрономическими интересами, Макробий покажется даже менее достойным внимания, чем Марциан, хотя, повторим это еще раз, главный интерес заключается здесь в сомнении, выказываемом относительно порядка расположения планет и места, занимаемого Солнцем. Начиная с XI в. Макробий раз за разом подвергался ложным толкованиям в этом вопросе, хотя и в IX в. его, по-видимому, нельзя было с уверенностью отнести к чистым гелиоцентристам. Его истинные предпочтения связаны с неоплатонической философией, распространению которой в средневековом мире он сильно способствовал. На его счет следует отнести пифагорейский числовой мистицизм Средних веков и появление авторов, подробно рассуждавших на тему гармонии небесных сфер и, как правило, знавших его труды. Он определенно обладал влиянием и подарил двум великим поэтам – Данте и Чосеру – сюжет удачно использованного ими небесного путешествия. На исходе Средних веков «Божественная комедия» Данте, несомненно, способствовала росту популярности Марциана и Макробия, равно как и Аристотеля.

На протяжении всего периода Каролингов астрономия отличалась заметной слабостью во многих отношениях, даже по сравнению с римской астрономией периода поздней Античности, однако ее слабость объяснялась не отсутствием энтузиазма, а недостаточным количеством имеющихся текстов. На удивление, существовало несколько подборок астрономического материала, попавших в собрания таблиц для астрономических вычислений, происхождение которых датируется концом VIII в.; в них ученые, скорее всего, пытались отыскать фундаментальные принципы, лежащие в основе календаря. Часть этого материала взята из «Естественной истории» Плиния, и нам даже известны обстоятельства, приведшие к их появлению, а именно – собрание священнослужителей в 809 г., на котором некомпетентность, проявленная при обсуждении этих вопросов, вынудила руководителей означенного совещания распорядиться о составлении соответствующей справки, используя для этого упомянутое сочинение Плиния и трактат Беды «О природе вещей». Там были фрагменты о порядке расположения планет от Земли до звезд, о взаимной согласованности интервалов, последовательно отделяющих их друг от друга, о планетных апсидах и изменениях планетных широт. Последняя тема довольно интересна, поскольку она стала отправной точкой для постановки нескольких весьма смелых задач по графическому представлению широтных изменений. Некоторые авторы рисовали вдоль линии орбиты обычной планетной диаграммы волнообразную линию, а другие накладывали модель флуктуаций на прямоугольную координатную сетку, включая туда случаи движения Солнца, Луны и всех планет (ил. 98).

98

Планетные широты для планет, Солнца и Луны, положенные на прямоугольную координатную сетку. Из манускрипта X в. Если следовать снизу вверх, то линии относятся к Луне, Юпитеру, Марсу, Солнцу (которое несуразным образом пересекает пляшущие планетные кривые, хотя должно быть телом, строго придерживающимся эклиптики), Сатурну, Меркурию и Венере.

Другое неожиданное открытие: правила стереографической проекции (хотя в то время техники подобного рода, позволявшие выстраивать круги на астролябии или на анафорических часах, не имели столь серьезного названия) либо унаследованы со времен Античности, либо заново выведены более или менее аналогичным образом. Основание для такого утверждения следующее: в манускрипте, в настоящее время хранящемся в Мюнхене, эти круги нарисованы как разметочные линии, образующие опорный базис карты созвездий (ил. 99). У художника возникли определенные сомнения, когда он пытался выстроить экватор, но все другие главные круги нарисованы довольно уверенно – не только эклиптика (и зодиакальный пояс, вдоль которого она пролегает), но также тропики Рака и Козерога и даже Млечный Путь, редко встречающийся на более поздних астролябиях, хотя на часовых циферблатах, выполненных в форме астролябии, он изображался довольно часто.

Данте внес моральные оттенки в одну из наиболее величественных средневековых аллегорий, взяв за основу космологию Аристотеля, и это нельзя рассматривать как простую случайность. Его «Божественная комедия» может быть прочитана самыми разными способами, но если понимать ее буквально, то это описание его представлений о путешествии через Ад, Чистилище и Рай. Ад описан как многоярусная коническая шахта с последовательно сменяющими друг друга кругами, предназначенными для грешников различных категорий. Чистилище виделось ему как гора, возвышающаяся в форме надстроенных друг над другом кольцевых уступов, на которых находятся грешники, достигшие той или иной степени раскаяния. Проводником Данте по Аду и Чистилищу выступает поэт Вергилий, и в обоих этих местах он общается со своими бывшими друзьями и врагами. В противоположность этому, Рай выглядит как область, преисполненная светом и красотой, где его проводником является Беатриче, превратившаяся в ангела. Это не что иное, как картина истинного устройства мира за пределами опыта земной жизни, как его представлял себе Данте. Как он сам рассказывает об этом, это аллегория человеческой ответственности за свободу выбора, способного повлечь за собой либо щедрое вознаграждение, либо суровое наказание. Отбрасывая нюансы (нельзя забывать, что это только внешняя оболочка поэмы), его описание более или менее соответствовало тому, чему он выучился, постигая труды классических астрономических авторов, распространенных в его время. Его Вселенная – это видоизмененный аристотелевский мир со встроенными в него гармониями различного типа, и строки его поэмы пронизаны убеждением, согласно которому человеческая судьба самым непосредственным образом вплетена в эти гармонии. (См. один из вариантов изображения подобного мира в XVI в. на ил. 100, где показана развернутая версия стандартного космоса Птолемея из учебников того времени; классическое представление о нем можно получить, например, из ил. 101.) Беатриче выступает в роли наставника, объясняя ему, как выражают себя скрытые природные формы вещей: каким образом огонь поднимается до Луны, как Земля формируется в виде единого целого, каким образом Primum Mobile, то есть Перводвигатель, движет как неразумными, так и разумными созданиями. Она объясняет в простых словах множество узкоспециальных астрономических терминов: точки на поверхности Земли, затмение Солнца, эпициклы и создаваемый ими эффект попятного движения, ориентация намагниченной иглы на Полярную звезду и т. п. Каким образом, – спрашивает ее Данте, – он может перелетать от сферы к сфере? Она уклончиво отвечает: удивления заслуживает, скорее, то, что он, Данте, будучи свободным от сдерживающих уз, продолжает стоять на земле в своем аристотелевском мире.

99

Стереографическая проекция X в., состоящая из разметочных линий для карты созвездий. Проецирование осуществляется из Южного полюса (как и в астролябии), но звезды (не показанные на этом рисунке), по всей видимости, изображены не в перевернутом виде, как это делалось на астролябиях. Тропики изображены не так, как они изображаются сегодня, и относятся к зодиакальному поясу, а не к эклиптике. Поименованные точки обозначают действительные центры кругов. Самый внутренний круг, должно быть, является кругом незаходящих созвездий для широты 36° (Родос?).

100

Одна из многочисленных иллюстраций из различных печатных изданий «Божественной комедии» Данте, в данном случае издания Бернардино Даниелло 1568 г. Она изображает стандартную аристотелевскую картину с последовательностью четырех элементов, планетными сферами, восьмой сферой неподвижных звезд и Перводвигателем; последний дополнен Эмпиреями с конструкциями, предусматриваемыми христианской теологией.

101

Одна из разновидностей «птолемеевой» картины мира из очень популярной книги «Жемчужина философии» («Margarita philosophica», 1503) Грегора Рейша, выдержавшей до 1550 г. по меньшей мере девять изданий. Конечно, это стандартное изображение можно лишь приблизительно назвать птолемеевым или аристотелевским. Оно заканчивается Эмпиреями, за пределами которых художник берет на себя право изобразить кое-что от себя. В центре рисунка находится Атлас, что является необычным выбором, хотя иногда именно ему приписывалось изобретение науки астрономии.

В двадцать восьмой песне «Рая» Данте заглядывает в глаза Беатриче и видит там Бога, который кажется ему бесконечно малой, но очень яркой светящей точкой, окруженной девятью сияющими кольцами. Беатриче объясняет связь между ними и движением небес (что, безусловно, находится в полном согласии с аристотелевской или упрощенной птолемеевой системами мира), но, помимо этого, привносит в свою трактовку триадическую иерархию из девяти ангельских чинов, как их описал Дионисий. Он был автором, как полагал Данте, популярной неоплатонической работы под названием «О небесной иерархии», но не выдающимся Дионисием Ариопагитом, обращенным в христианство самим святым Павлом. Однако строгая Беатриче, с присущим ей педантизмом, не может сдержаться и упоминает между делом, что это альтернативная точка зрения принадлежит в первую очередь Григорию I. В других частях своей поэмы Данте становится даже адептом этой третьей системы мира. Перед нами не стоит задача разобрать «Божественную комедию» во всех ее деталях, однако все это смешение весьма неточных элементов астрономического и теологического знания представляется нам чрезвычайно интересным. Одним таким источником по дионисийской «теологической» космологии были сочинения иудаистского происхождения и даже более ранняя персидская и вавилонская литература, так или иначе связанная с астрономией. Воистину, история завершила свой цикл и вернулась на круги своя. Выражаясь аллегорически, в качестве проводников Божественного Провидения были выбраны ангелы, благодаря которым Божья любовь могла лечь в основу духовного порядка мироздания. Вероятно, здесь можно найти легкий намек на то, каким образом теологи пытались обойти проблему астрологического детерминизма: они вводили посредников между планетами и волей Божьей. Предполагалось, что, будучи христианизированной в таком духе, астрология сможет стать более совершенной. Распределяемые по разным небесам души блаженных, небезынтересно отметить, занимают свои места в соответствии с астрологическими принципами.

В поэме Данте присутствует и другой тип космической симметрии, имеющий определенное отношение к первому, а именно – некая разновидность мистики чисел, основанная на особом отношении к числу девять. Она обнаруживается, например, в структуре ада, являющегося искаженным отражением рая. Кроме того, Данте прилагает особые усилия к тому, чтобы количество строк и песен соответствовало симметриям, присутствующим в его рассказе, а также числам, используемым в календаре. Вся история в целом имеет отношение к особым образом выбранному дню Пасхи (это, как обычно полагают, была Пасха 1300 г.), а некоторые специалисты утверждают, что Данте приводит положения планет, соответствующие этому году. Он определенно привносит в поэму свой индивидуальный астрологический подход: возносясь от неба Сатурна к небу неподвижных звезд, он оказывается в своем родном знаке Близнецов. Звезды этого знака, говорит он, «излили благодать» в день его рождения. «Благодаря вам», продолжает Данте, обращаясь к звездам, у меня есть «мой гений, будь он мал или велик»3.

Это история Божественной любви, но из нескольких ее фрагментов с очевидностью следует неравнодушное отношение к астрологическим трактовкам. Во вводной песне к «Чистилищу» Данте описывает Венеру в строках, которые следует признать едва ли не самыми яркими в поэме:

Насколько это соответствовало действительности? Восходила ли Венера в созвездии Рыбы на рассвете, как об этом пишет Данте? Это должно было случиться на Пасху 1301 г., но не на Пасху 1300 г. Те, кого беспокоил этот вопрос, написали целый трактат об указанном историческом периоде, в ходе которого использовался в том числе и ошибочный календарь, составленный не кем иным, как Профацием; Данте мог использовать его, и согласно этому альманаху Венера, действительно, находилась в 1300 г. в указанном им месте. Вне зависимости от того, как это все происходило на самом деле, мы можем с уверенностью сказать, что Данте был заинтересован скорее в формальных, архитектонических симметриях своего творчества, а не в специфике астрономических деталей. Однако факт остается фактом, в Средние века астрономия гораздо более тесно была вплетена в мировоззрение людей, чем сегодня, несмотря на то что современный человек со средним образованием знает об этом предмете гораздо больше.

Чосер к концу того же XIV в. применил совсем другой подход, используя который он также сумел привнести в свое творчество время и астрономические аллегории. Будучи автором трактатов об астролябии и экваториуме, он был не просто знающим человеком, но являлся высококлассным вычислителем, вооруженным одним из самых лучших изданий Альфонсовых таблиц, и мог достигать высокоточных результатов работы с ними даже в стихотворной форме. Многие истории из его «Кентерберийских рассказов» скрывали в себе живые астрономические аллегории, основанные на весьма специфичных небесных событиях, произошедших в ходе его жизни и очень близко ко времени, когда писалось это сочинение. Примеров настолько много и они столь разнообразны, что трудно выбрать, с чего было бы лучше начать, но, поскольку эта тема уже довольно хорошо освещена, мы возьмем краткие выдержки из описания астрономических моментов в «Рассказе монастырского капеллана».

Это история о петухе Шантеклере и его невероятном спасении от лиса. Не разумом, а чутьем петух знал, что когда Солнце достигает высоты 41°, а солнечная долгота слегка превышает 21° в Тельце, то наступает девять часов утра. (Безусловно, поэт излагает эти факты в гораздо более изящной манере, но они вполне явственно следуют из его строк.) Приведенная информация позволяет с высокой точностью определить конкретный день – пятница, 3 мая 1392 г., – что следует из астрономических таблиц, составленных монахом Николаем Линнским; Чосер был знаком с ним и упоминает о нем в другом месте. Существует прозрачная аналогия между персонажами поэмы и небесными объектами: Шантеклер олицетворяет собой Солнце, а его жены – звезды в Плеядах, мимо которых Солнце, как можно легко показать, проходило в день описываемых событий. Лис – это Сатурн. Фабула рассказа строится на четырех различных сочетаниях положений небесных объектов в этот судьбоносный день, и вполне вероятно, что они последовательно разъяснялись по ходу изложения с помощью астролябии. А Чосер, будучи экспертом в этой области, прекрасно в ней разбирался. Наконец, дабы обрести надежное возражение против всех оставшихся сомнений: известно, что во многих средневековых преданиях европейских стран, связанных со звездами, Плеяды назывались семью курочками. Солнце проходило около Плеяд. В момент начала действия Шантеклер разгуливал рядом со своими семью женами. И астрономия лучше всего отвечает на вопрос, почему это было именно так.

Структура официальной западной системы образования базировалась на семи свободных искусствах. Они составляли основную часть учебных программ университетов и являлись мощнейшим источником влияния типично европейских институций. Университеты унаследовали некоторые из своих организационных моделей от исламских образовательных школ, но их отличительной особенностью считалось трансконтинентальное признание, гарантируемое и поощряемое привилегиями, предоставляемыми им местными властями и главой католической церкви. Конечной целью университетов была подготовка образованных священников для церкви, однако это отнюдь не означало, что они разделяли религиозные предубеждения старых соборных школ. Средневековый университет – и скрытый намек на это содержится в наиболее распространенном его обозначении как studium generale – объединял различные специализированные исследования в едином институциональном образовании, иерархия которого выстраивалась по принципу возрастания степени сложности. На первой ступени располагался факультет искусств. Он получил свое обозначение по названию нескольких свободных искусств тривиума и квадривиума. Астрономия преподавалась молодым студентам факультета искусств, еще не достигшим высокого технического уровня, но давала возможность большинству студентов университета познакомиться по меньшей мере с астрономической терминологией. Поступление на высшие университетские факультеты права и медицины, а также на самый почетный теологический факультет требовало прохождения долгого и трудного курса обучения и являлось привилегией лишь малой части университетского контингента. Количество студентов, преуспевавших на медицинском факультете, было невелико, но они серьезнее других относились к получению образования и, вероятнее всего, неплохо знали астрономию, поскольку такие практики, как кровопускание, подразумевали знакомство со знанием фаз Луны, а астрологические предсказания являлись важной частью услуг, оказываемых медиками. Как впоследствии выяснилось, большое число сохранившихся копий манускриптов и трактатов, содержавших весьма нетривиальные астрономические сведения, первоначально принадлежало практикующим врачам.

Университеты снабжали элиты знанием, необходимым для обслуживания религиозных и государственных нужд. Заслуга именоваться первыми (по времени основания) принадлежит университетам, возникшим в Болонье, Париже и Оксфорде. Даты основания стали предметом дискуссий уже в Средние века, и в данном случае это не является для нас первоочередным вопросом, однако сложно отрицать, что начало XIII в. ознаменовалось стремительным ростом социального и интеллектуального влияния университетов. Возникла необходимость в создании новых адаптированных текстов, и это стало причиной написания в первые десятилетия указанного столетия Иоанном Сакробоско одной из наиболее широко используемых в обучении астрономических книг всех времен под названием «Трактат о сфере». Эта работа, написанная, предположительно, магистром из Оксфорда, который со всей определенностью занимался учительской практикой в Париже, была обильно декорирована цитатами из классической поэзии и повествовала исключительно об элементарной сферической астрономии и географии, почти ничего не сообщая о планетных теориях; однако начало было положено. Тот же самый автор составил и другие популярные тексты, посвященные арифметике и астрономическим таблицам (календарным расчетам). С этого момента студенты перестали внимать подружкам невесты и рассказам о воображаемых космических путешествиях. Литературные украшения Сакробоско предназначались для того, чтобы подсластить пилюлю, но сами его тексты были рассчитаны на достижение понимания, а не на механическое заучивание.

Вскоре последовали другие работы такого же уровня, например сочинение, написанное Робертом Гроссетестом – оксфордским преподавателем и епископом Линкольна, бывшим одно время весьма успешным ректором Оксфордского университета. Гроссетест являлся одним из величайших средневековых ученых; будучи ранним поклонником аристотелевской науки, он не слишком хорошо разбирался в астрономии. Книги, подобные той, что написал Сакробоско, требовалось дополнить планетной теорией, и это было сделано после написания серии книг, жанр которых определялся названием «Theorica planetarum» («Теория планет»). Одним из лучших примеров такого рода сочинений, используемых в школах начиная с XII в. и далее, служил перевод трактата ал-Фергани, сделанный Иоанном Севильским; другой такой труд написал Роджер Херефордский. Однако наиболее знаменитый западный шедевр написан неизвестным автором, и сегодня, как и в Средние века, на него принято ссылаться по его начальным латинским словам («Circulus eccentricus vel egresse cuspidis…»). Автора данного текста можно обвинить в нескольких технических несуразицах и досадном упущении, связанном с отсутствием информации о параметрах планет, однако величайшая заслуга этой работы состоит в том, что она помогла придать устойчивость латинским астрономическим терминам, и, кроме того, лучшие ее копии были хорошо иллюстрированы. Наконец, она содержала краткие сведения, касающиеся астрологии.

Посредством диаграмм эта книга учила студентов существенным элементам солнечных, лунных и планетных моделей не так, как это делалось в канонах к таблицам, которые обычно знакомили только с процедурными правилами без приведения каких-либо пояснений. При этом складывается впечатление, что автор все же учитывал каноны в процессе письма, поскольку наряду с общим описанием базовых птолемеевых моделей он снабжал их краткими вставками, объясняющими, как следует пользоваться астрономическими таблицами. Временами эти инструкции демонстрировали исключительную нетривиальность, и добиться понимания их большинством студентов можно было только при участии опытного наставника. Работа не содержала разъяснений того, почему первое место в ней отводилось планетным теориям. «Альмагест» Птолемея, который, безусловно, лежал в основе трактатов подобного рода, мог бы сделать это, поскольку его дважды перевели на латынь в XII в., сначала с греческого, а потом с арабского. Кроме того, гуманистический культ текстов чисто греческого происхождения привел к появлению еще одного перевода, сделанного в 1451 г. Однако «Альмагест» слишком большой и сложный (и дорогой) для повседневного использования, а потому его заместили астрономическими компиляциями даже в исламской культуре. Одна из наиболее известных написана ал-Фергани, именно он ввел в европейский обиход представление о таком расположении сфер, чтобы не возникало свободного пространства. Мы уже упоминали о том способе, посредством которого размерности всей Вселенной могли быть последовательно сведены друг к другу, начиная от расстояния до Луны и далее, если считать верной эту птолемееву модель, восходящую к его «Планетным гипотезам», а не «Альмагесту».

Произведение Аристотеля «О небе» изучалось в университетах из‐за его космологического содержания, и к нему написано множество комментариев. Оно сохранилось благодаря тесной связи с прочей натурфилософией и метафизикой, также являвшимися неотъемлемой частью университетской интеллектуальной диеты. Излагаемая в нем дуалистическая физика, сочетающая небесную область, в которой естественное движение является круговым, с земной областью, где натуральны движения, направленные строго вверх или строго вниз, редко когда оспаривалась. Философский уровень средневековых дискуссий, так часто высмеиваемых в ходе последующей истории людьми, не обладавшими достаточным досугом для изучения логики, был очень высок. Все философские дискуссии, включая натуральную философию, в конечном счете увязывались с теологией. Такая направленность дебатов, если рассматривать их в целом, отнюдь не исключала определенной свободы мышления, как это может показаться на первый взгляд. Даже когда церковь запретила изучение некоторых аристотелевских идей, что особенно ярко проявилось в Париже и в Оксфорде в 1277 г., это могло приводить к поиску новых альтернатив и таким образом придавать свежесть старым идеям и создавать новые подходы к ним. Выберем в качестве показательного примера с важными и далеко идущими последствиями, дававшими о себе знать в течение половины тысячелетия, случай Томаса Брадвардина (умершего во время эпидемии чумы 1349 г., вскоре после назначения его Кентерберийским архиепископом), отрицавшего доктрину Аристотеля, согласно которой мир не может быть окружен вакуумом. То, что он рассматривал пустоту за пределами мира как проявление божественной природы, не может расцениваться сегодня как догадка, обладавшая высокой научной ценностью, но его рассуждения о ней в терминах бесконечности были весьма важным обстоятельством. Старая космология, понятное дело, стала трещать по швам именно в силу своей приверженности к идее замкнутости и конечности мира. В Париже современник Брадвардина Жан Буридан, а позже ученик Буридана Николай Орем весьма бесстрашно использовали лексикон подобного рода. Это только первые маленькие шажки, однако они выводили на дорогу, завершившуюся признанием космологами идеи о возможной бесконечности материального мира.

Если где и наблюдался расцвет технической астрономии, так это в Париже и в Оксфорде, начиная с конца XIII в. и далее, где среди практикующих ее людей существовала тенденция с еще меньшим вниманием относиться к комментированию Аристотеля и таким образом постепенно сводить на нет разглагольствования о разновидностях наивной гомоцентрической планетной астрономии, разделяемой сторонниками Аристотеля. Как мы видели, она была устранена из планетных теорий задолго до рождения Птолемея, и остается загадкой, почему она сохранялась в течение столь долгого времени. Частично это может быть объяснено встроенностью этого знания в высококачественную, замкнутую и хорошо согласованную систему, а именно – систему Аристотеля. Мы неоднократно указывали на то, что даже Птолемей завершил свою работу попыткой защитить физическую систему Аристотеля.

На первый взгляд, сама природа средневекового университета может показаться неблагоприятной для развития астрономии, рассматриваемой в качестве науки, связанной с наблюдаемым миром. Средневековые подходы к знанию испытали мощное влияние со стороны техник интерпретации, используемых при обсуждении Священного Писания, заключавшихся скорее в очищении и восстановлении этого наследия в его исходной форме, чем в анализе и разработке новых подходов для передачи их следующим поколениям. Но, к счастью, поскольку стал доступен гораздо более качественный материал и поскольку ученые ожидали от обучения чего-то, что можно в принципе назвать интеллектуальным удовольствием (его был способен предоставить им их предмет), не говоря уже о практической пользе, которую они, по-видимому, извлекали из способности осуществлять астрологические предсказания, оказалось возможным появление нового типа европейского астронома. Таким образом, темп интеллектуальной жизни возрос, будучи прерываем только такими время от времени случавшимися бедствиями, как война, политические беспорядки и эпидемии – особенно чума 1348–1349 гг. Однако даже подобные непомерные опасности способствовали развитию образования в одном важном отношении: они вызывали миграции ученых. Вместе со стремительно меняющимся социальным и интеллектуальным порядком повсюду основывалось все большее и большее количество новых университетов, особенно начиная с XIV в. и далее.

Возрождение не наступило одномоментно. Роджер Бэкон (ок. 1219–1292) ввел в свои сочинения мягкий вариант эмпиризма, но он не астроном. Наиболее знаменитый средневековый философ Фома Аквинский (1224–1274) обязан своей репутацией идее, согласно которой откровение должно подкрепляться рациональным объяснением (и Аристотелем), направленным на поиск истины; однако и он не являлся астрономом по призванию. Для поиска признаков реальных изменений нам нужно обратить свой взор на такого гораздо менее выдающегося ученого, как Гийом де Сен-Клу, расцвет деятельности которого пришелся на конец XIII в. Мы ничего не знаем о его жизни, кроме того факта, что он был каким-то образом связан с французским двором. В 1285 г. он наблюдал соединение Сатурна с Юпитером. Он составил довольно точный «альманах», где приводились предвычисленные положения Солнца, Луны и планет через равные интервалы времени на период с 1292 по 1312 г., снабдив его описанием наблюдений и планетными таблицами (из Толедо и Тулузы), легшими в основу альманаха, а также исправлениями, которые он посчитал необходимым внести.

В части, касающейся работы над альманахами, в контексте наблюдения за солнечными и лунными затмениями, Гийом рассматривал вариант проецирования на экран солнечного изображения, полученного с помощью точечной диафрагмы. Это, как он говорил, позволило бы избежать опасности испортить зрение, что стало массовым явлением во время затмения 4 июня 1285 г. Роджер Херефордский упоминал о таком же техническом приеме в XII в. и, следуя инструкциям Гийома, Леви бен Гершом, действительно, использовал изображения, полученные в 1334 г. с помощью точечной диафрагмы, чтобы собрать информацию для определения эксцентриситета солнечной орбиты. Леви наблюдал Солнце в дни летнего и зимнего солнцестояний, используя комбинацию из камеры обскуры и жезла Якоба – инструмента собственного изобретения. Кеплер наблюдал затмение 1600 г. почти таким же способом. Один из методов определения эксцентриситета основывался на том, что диаметр изображения находится в обратной зависимости от расстояния до Солнца, поэтому существует прямая связь между наблюдаемыми величинами и геометрией эксцентрической круговой орбиты.

Практическое применение астрономии в Европе испытало бурный рост в конце XIII в. и продолжало развиваться далее без каких-либо серьезных сбоев. Однако такое словосочетание, как «астрономическая практика», может обозначать множество вещей и не должно напрямую противопоставляться «астрономической теории» в современном смысле этого слова по той простой причине, что в те времена оно содержало гораздо большее количество некритично усвоенных предубеждений. Рассмотрим, например, случай комет. Согласно Аристотелю, они имели метеорологическое происхождение. Когда солнечные лучи, как он считал, падают на сухую почву, они вызывают сухие испарения, которые поднимаются в виде дыма и воспламеняются при входе в небесные области. Этот тип рассуждений сложно поддавался опровержению, поскольку прекрасно укладывался в универсальную физическую космологию Аристотеля, пользовавшуюся повсеместным признанием почти со всеми ее отдельными деталями. Его соображения по поводу природы комет редко оспаривались (одним из немногочисленных критиков был римский сочинитель и государственный деятель I в. н. э. Сенека), и те, кто наблюдал кометы, не задумываясь исходили из аристотелевских представлений о них. Когда в XV в. кометы стали более или менее систематически наблюдать (это делали, например, Тосканелли [комета 1433 г.], а также Региомонтан и Вальтер [в 1470‐х]), особый интерес вызывала их разнообразная внешняя форма. Эти формы часто интерпретировались посредством несуразных аналогий, разбавленных весьма стандартными астрологическими теориями. Это не было тем, что большинство из нас понимает под практической астрономией. С другой стороны, это вызвало серьезную заинтересованность в определении их точных координат, а затем и положения их орбит в пространстве, что вполне соответствовало прецедентам, возникшим в рамках планетной астрономии. Тем не менее до конца XVI в. считалось (в полном соответствии с Аристотелем), что место, занимаемое ими в пространстве, относится к подлунному миру. Как будет показано в главе 12, вплоть до того времени, когда Тихо Браге опроверг это предположение, исходя из своих наблюдений за кометой 1577 г., никто из западных астрономов не пытался сделать нечто подобное.

Существуют более ранние примеры серьезного отношения астрономов к определению положения комет. Пьер де Лимож измерил координаты головы кометы 1299 г., используя для этого торкветум – инструмент, который мы обсудим ниже на с. 365. Жоффре де Мо определил координаты кометы 1315 г. по ее положению относительно близлежащих звезд. Джакопо д’ Анджело нашел долготу кометы 1402 г. по долготе Луны. Все трое являлись высокопоставленными медиками, получившими астрологическое образование, каковым, кстати, был и Тосканелли. Если просмотреть список ученых, проявлявших интерес к изготовлению астрономических инструментов, то эта особая социальная группа будет иметь там большое количество своих представителей.

Наибольшее внимание уделялось конструкции инструментов. Гийом де Сен-Клу, например, написал среди прочего довольно нетипичную работу о солнечных часах («директориум»), оснащенных магнитным компасом для их ориентации. Однако в качестве иллюстрации другого более чем практического вопроса он составил новый церковный календарь, начинавшийся с 1292 г. и отличавшийся повышенным вниманием к точному соответствию базовым астрономическим данным. Все студенты, обучавшиеся на факультете искусств, обязаны были изучать азы церковных календарей, но обычно это процедура приобретала вид «натаскивания» без какого-либо серьезного понимания заключавшихся в них астрономических знаний. Способные к более глубокому проникновению в их астрономические основы, как, например, Гроссетест и Бэкон, выражали неудовольствие несовершенством существующих календарей задолго до того, как появилась новая версия Гийома, и другие студенты следовали их примеру. Юлианский календарь не только смещался по временам года, но еще и не удовлетворял христианским требованиям по расчету праздника Пасхи. В итоге недовольство ученых привело к григорианской календарной реформе, осуществленной в 1582 г., и к замене старого календаря, особенно в католических странах. Попытка Гийома де Сен-Клу соединить вместе как идеальную, так и альтернативную рабочую версию календарей, вполне вероятно, была весьма наивной. Процесс же подготовки реформы затянулся на четыре столетия не столько из‐за церковного консерватизма, а потому, что церковные советы были озабочены более насущными политическими делами.

Еще до конца 1582 г. этому примеру почти сразу же последовала бо́льшая часть Италии, Испании, Португалии, Польши, Франции и католических Нидерландов. По соображениям сохранения религиозного достоинства, протестантские страны часто не спешили следовать руководящему примеру католической церкви, это наблюдалось даже в Англии – стране, так долго ратовавшей за осуществление реформы. Однако зачастую массовое противостояние имело совсем иной, не религиозный характер, оно было особенно распространено среди крестьянства, чьи календарные обычаи, пословицы о погоде и торжественные праздничные дни смещались из‐за введения первоначального десятидневного григорианского сдвига. В общем и целом календарем распоряжались ученые. В Англии многие образованные астрономы, включая Джона Ди, Томаса Диггеса и Генри Савиля, давали самые лучшие рекомендации григорианскому проекту, но английские епископы, памятуя об отлучении королевы Елизаветы от церкви предыдущим папой, тормозили реформу. Немецкие протестанты выступали в гораздо менее сдержанной манере: согласно одному из немецких источников, реформа была делом рук дьявола. Шотландия приняла предлагавшиеся изменения в 1600 г., но Англия последовала этому примеру только в 1752 г., когда большинство европейских стран уже давным-давно адаптировалось к новым правилам. Согласно парламентскому постановлению, в октябре указанного года из английского календаря были изъяты одиннадцать дней, и случилось это спустя пятьсот лет после смерти предполагаемого автора реформы Гроссетеста. Это вызвало серьезные общественные беспорядки (одна из гравюр Хогарта содержала призыв, ставший лозунгом предвыборной кампании, – «Верните нам наши одиннадцать дней!»), однако в конце концов здравомыслие победило. Повторим слова проповеди, прочитанной неким священником Пирсоном Ллойдом: если Англия сохранит свою старую систему, то «по прошествии некоторого времени нам придется отмечать два главных праздника – Рождество и Пасху – в один и тот же День». Он не стал оповещать свою паству о том, сколько тысяч лет должно пройти, прежде чем это случится.

Но оставим проблемы, связанные с календарем, и вернемся к технической астрономии конца XIII в. Благодаря произведенным наблюдениям Гийом де Сен-Клу обнаружил: положения звезд указывают на ошибку примерно в один градус теории, приписываемой Сабиту. По этой причине Гийом отдал предпочтение равномерному прецессионному движению. Говоря вообще, его подход к астрономии отличался нетипичной требовательностью и конструктивностью, но своим использованием свежих наблюдений он подавал пример, которому в то время мало кто был готов следовать. Представляется вполне вероятным (хотя мы не можем доказать этого со всей строгостью), что он вдохновил своим примером Иоанна де Линерииса и его учеников на работу, кульминационной точкой которой стали различные версии Альфонсовых таблиц. Они, как мы могли убедиться в предыдущей главе, датируются 1320‐ми гг.

Другим астрономом того же поколения с практическими наклонностями и прочными парижскими связями был Петр Филомен, являвшийся какое-то время штатным священником собора в Роскилле (Дания). Он преподавал астрономию и астрологию в Болонье, а затем переехал в Париж (в 1292). Пробыв там около десяти лет, он затем снова вернулся в Роскилле. Как и Гийом, он составил календарь (даже более ортодоксальный), который стал крайне популярен. Кстати, на его примере Петр Филомен подводит нас к другому в высшей степени важному аспекту средневековой астрономии – изобретению и усовершенствованию вычислительных инструментов. Будучи в Париже около 1293 г., он внес некоторые усовершенствования в обычный экваториум и другие приспособления для расчета затмений. Что касается экваториума, изобретенного Джованни Кампано из Новары (другим ученым, обучавшимся в Париже, но ранее – в 1260‐х), то эти инструменты могут быть более или менее точно описаны как подвижные птолемеевы диаграммы, сделанные из градуированных металлических кругов. Малообеспеченные студенты могли изготавливать их из дерева или пергамента. (Мы уже освещали эту идею на с. 302 в связи с ал-Каши, а впоследствии упоминали еще о нескольких примерах.) Их продолжали мастерить, воспроизводя эти вполне очевидные очертания (во всяком случае, очевидные для тех, кто изучал птолемееву астрономию) вплоть до XVII в. На ил. 102 изображен пример такого инструмента, взятый из шикарно изданной книги Петера Апиана.

102

Изображение печатного экваториума, опубликованное в «Astronomicum Caesareum» (1540) Апиана, в данном случае для планеты Меркурий. Великолепный том формата in folio с раскрашенными ксилографиями и подвижными частями был посвящен императору Карлу V и его брату Фердинанду. Многочисленные бумажные вольвеллы объемного инструмента вращались, будучи приклеенными к бумажным дискам, что упрощало проблему их неточной центровки.

К тому моменту Париж являлся наиболее влиятельным европейским центром астрономической активности, и у кого-то может создаться вполне оправданное впечатление, будто в то время для того, чтобы начать заниматься астрономией в университете, достаточно было зваться именем «Иоанн». Таковы Иоанны: Сицилийский, де Линериис, де Мурис, Саксонский, де Шпейер и де Монфор. Все они побывали в одном и том же месте в течение двух или трех десятилетий. Каждый из них оставил свой след в астрономии, и каждый проявлял огромный интерес к улучшению качества и состава Альфонсовых и других таблиц. Здесь особо следует отметить то, какое внимание они уделяли упрощению и ускорению расчетов. В качестве одного из многочисленных примеров можно привести таблицы Иоанна де Муриса для оппозиций и соединений Солнца и Луны (на 1321–1396 гг.), что представляло собой один из аспектов церковных календарных расчетов. Недаром папа Клемент VI пригласил его в Рим наряду с Фирмином де Беллавалем в качестве консультанта по календарной реформе в 1344–1345 гг.

Все эти ученые проявляли глубокую заинтересованность в вопросах конструирования инструментов для проведения наблюдений и вычислений. К первой категории можно отнести использование квадранта, закрепленного на стене, ориентированной вдоль меридиана (стенной квадрант), и параллактических линеек, использованных еще Птолемеем, – здесь можно затеять долгий разговор о достоинствах инструмента, не нуждающегося в круговых шкалах, особенно если учесть следующее: производственная практика того времени не позволяла изготавливать последние с достаточной степенью точности. Отчеты о наблюдениях – недолговечная вещь, и тот факт, что до нас дошло лишь несколько таких отчетов, не означает, будто упомянутые парижане были только вычислителями. Нам известно, что дело обстояло не так. Манускрипт Иоанна де Муриса содержит отчеты о наблюдениях, проведенных между 1321 и 1324 гг. в пяти различных местах.

Говоря о категории вычислительных инструментов, мы обнаруживаем гораздо больше примеров. Возьмем только Иоанна де Линерииса: сохранились его трактаты о новой разновидности армиллярной сферы, о сафее (проекция универсальной астролябии), об экваториуме Кампано и о «директориуме» – вычислительном инструменте, похожем на астролябию, но специально адаптированном к особой астрологической доктрине – доктрине «дирекций». Услуги большинства астрономов ценились не дешево. Некоторые биографические подробности многих указанных здесь парижских астрономов известны нам только благодаря тому, что они находились на службе у князей и высших церковных иерархов, представлявших те социальные классы, которые обеспечивали астрологию широчайшими коммерческими возможностями.

Оксфордский университет обладал долгой научной традицией, особенно в преподавании аристотелевской натуральной философии, и в течение XIII в. оксфордская астрономия уделяла внимание главным образом производству несложных обучающих трактатов о сфере и календаре, а также о космологических вопросах, вытекавших из произведения Аристотеля «О небе». Затем вошедшие в употребление Толедские таблицы и каноны к ним помогли консолидировать астрономическое обучение и отрегулировать терминологию, но вплоть до начала XIV в. там не появилось ничего более или менее оригинального. Серия таблиц, составленная в 1310–1316 гг. астрономом из Мертон-колледжа Джоном Маудитом, привлекла внимание многих ученых к тригонометрии, положенной в основу сферической астрономии, и стала предметом первых штудий в этой области для одного из наиболее выдающихся астрономов Средних веков Ричарда Уоллингфордского (ок. 1292–1336).

Традиционно, астрономов раннего периода ранжируют в соответствии с оригинальностью, которую они демонстрировали при разработке новых планетных систем, однако при таком подходе мы упускаем из виду казавшееся в XIV в. наиболее насущным, а именно – методы быстрого счета и представления данных. В своем стремлении разработать их Ричард Уоллигфордский выдвинул множество оригинальных идей, продемонстрировавших незаурядную изобретательность ума и вызвавших значительный (хотя не всегда явно признаваемый) резонанс. Он был монахом-бенедиктинцем, окончил Оксфорд и преподавал там до 1327 г. В этом году он вернулся в свой монастырь в Сент-Олбанс – элитный монастырь старой Англии, – чтобы занять там должность аббата. Посетив Авиньон (место, где в то время находился папский престол) для получения санкции папы на утверждение в новой должности, он вернулся обратно в Англию, где неожиданно обнаружил, что болен проказой. Монахи отнюдь не избегали Ричарда, они гордились его достижениями и даже позволили ему оставаться аббатом вплоть до смерти.

Сочинение Ричарда Уоллингфордского «Quadripartitum» – это первый обстоятельный трактат по сферической тригонометрии, написанный в христианской Европе. Разрабатываемые в нем идеи основывались на «Альмагесте», толедских канонах и небольшом трактате, написанном, предположительно, Джованни Кампано. Будучи аббатом, он нашел время для его переработки с учетом труда севильского астронома XII в. Джабира ибн Афлаха – одного из двух ученых, известных на Западе под именем Гебер; второй более известен как алхимик. Перед тем как покинуть Оксфорд, Ричард написал еще три работы и несколько более легких сочинений. Его трактат «Exafrenon» посвящен астрологической метеорологии и являлся хотя и стройно написанным, но не оригинальным сочинением. Кроме того, он написал работу об инструменте собственной конструкции под названием «ректангулус». Третья работа посвящена его экваториуму, который он называл «альбион».

В «Quadripartitum» дано точное решение задач из области геометрии сферы, включая, например, сферические треугольники, но приводимые расчеты оказались чрезвычайно трудными и запутанными. Армиллярная сфера позволяла получить приближенные решения, но крайне трудно изготовить ее со всей требуемой точностью. Хотя торкветум, изобретенный, предположительно, в XIII в. Франко Польским, на первый взгляд, сильно отличался от армиллярной сферы, он имел с ней много общего. (На ил. 103 приведен один из образцов этого инструмента, датируемый XVI в.) Геометрическая проблема, с которой сталкивались все серьезно работающие астрономы, заключалась в разложении векторов по трем измерениям. С точки зрения механики проблема заключалась в том, чтобы добиться одновременного вращения визирной линейки вокруг трех различных осей, особенно тех, которые расположены под прямым углом к экватору и эклиптике. (Здесь уместно будет вспомнить гениальную конструкцию кубика Рубика или его сферического аналога.) Принимая во внимание огромные расстояния до наблюдаемых небесных объектов, астрономам не обязательно было совмещать все оси в одном центре. С помощью своего ректангулуса Ричард Уоллингфордский продвинул на шаг вперед упрощения, достигнутые в торкветуме. Его новый инструмент включал в себя систему из семи прямых линеек, а круговые шкалы в нем отсутствовали (ил. 104). Он не мог вращать эти семь линеек в различных плоскостях вокруг одной и той же точки, однако он изобрел систему смещенных шарниров, и этого оказалось вполне достаточно. В принципе, ректангулус годился для проведения наблюдений и более или менее непосредственного определения координат. Прямые линейки ректангулуса можно было изготовить и проградуировать с максимально доступной точностью. Несмотря на некоторые недостатки, саму конструкцию ректангулуса можно считать воплощением выдающейся изобретательской интуиции.

103

Торкветум из сочинения Петера Апиана «Introductio geographia» (1533). Апиан несколько раз использовал эту ксилографию и в других работах. Монтировки телескопов из более поздней истории астрономии многим обязаны традиции изготовления торкветумов (пример наиболее убедительного подтверждения этого см. на ил. 163 на с. 536).

104

Ректангулус Ричарда Уоллингфордского. Каждая из трех пар линеек раздвигается на манер ножниц, причем две верхние пары и визирное плечо на верхушке вращаются под прямым углом к плоскости вращения нижней пары. К каждой из линеек подвешен отвес, как показано на рисунке. На сопроводительных рисунках представлены детали основной конструкции. Пластина со шкалами показывает, каким образом должны быть градуированы линейки, чтобы можно было измерить углы между ними с помощью нитей, в некоторых случаях подвешенных под прямыми углами к своим линейкам.

Самой важной завершенной работой был его «Трактат об Альбионе». Альбион («all by one» – все в одном) – во многих отношениях наиболее примечательное изобретение из всех разновидностей средневековых экваториумов. Понять его устройство значительно сложнее, поскольку в нем не воспроизводилось напрямую движение планетных кругов, а каждому из них соответствовал металлический эквивалент, как это делалось в большинстве предшествующих конструкций. Взамен этого в нем использовались диски, содержавшие табличную информацию и позволявшие получать планетные уравнения, которые затем должны были прибавляться к (или вычитаться из) среднему движению посредством вращения дисков под соответствующими углами. Это предполагало использование неравномерно градуированных шкал; и для того, чтобы удлинить внешнюю шкалу дисков, Ричард придал некоторым из них форму спирали. В принципе, спираль могла иметь неограниченное количество витков – до тридцати и более. Роль указателя играла нить, продернутая через центр. В целом изделие очень похоже на круговые счетно-логарифмические линейки – инструменты, отошедшие в прошлое примерно в то время, когда изобрели электронные калькуляторы, то есть в 1970‐х гг. Альбион насчитывал в совокупности более шестидесяти шкал, некоторые из них – овальные. Их комплектность не определялась единым алгоритмом и зависела от различных методов нанесения делений. Инструмент объединял в себе два различных типа астролябий (один из них – «сафея»), но не они определяли его главные качества. Не существовало практически ни одной задачи классической астрономии, которая не могла бы быть решена с помощью альбиона. Используя его в качестве подручного средства, можно было определять не только положения планет, но и параллаксы, скорости, соединения, оппозиции, а также предсказывать затмения Солнца и Луны.

Гораздо проще понять другую разновидность экваториума, представлявшего собой простую аналогию планетных моделей. По этой причине он получил более широкое распространение, хотя его возможности были в значительной степени ограничены. Отсутствие непосредственного сходства с реальностью снискало альбиону большое уважение сначала в Англии, а затем и в южной Европе, и он оставался в моде вплоть до XVI в., приобретая самые разнообразные формы, благодаря неизвестным авторам-изготовителям. С его использованием написано по меньшей мере семь трактатов, и астрономы начали преобразовывать его в другие подручные инструменты, особенно в параллактические и те, что помогали прогнозировать затмения. Около 1430 г. венский астроном Иоганн Гмунден изготовил инструмент, воспроизводившийся, по всей видимости, наиболее часто. Региомонтан переписал трактат Ричарда и подготовил его весьма небрежное переиздание. На его основе Иоганн Шёнер изготовил свой инструмент для предсказания затмений. Наиболее талантливой печатной работой, содержащей инструкции по его применению, был трактат «Astronomicum Caesareum» (1540), написанный Петером Апианом из Ингольштадта, о котором мы уже упоминали ранее (см. ил. 102) как о собрании относительно ясно изложенных печатных описаний экваториумов.

105

Один из многих инструментов из книги Петера Апиана «Astronomicum Caesareum» (1540), с помощью которого одна из астрономических величин может быть рассчитана как функция двух других или более. Приспособления подобного рода имеют долгую историю в астрономии.

Последующие авторы извлекли из работ Ричарда определенные основополагающие принципы (у нас нет возможности объяснить их здесь в деталях, но они касались графического представления функциональных зависимостей) и углубили их, применив методы, существенным образом повлиявшие на последующую историю. Во Франции, начиная с 1526 г., математик и космограф Оронс Фине написал несколько трактатов об экваториумах и простейших способах их применения; то же самое (и примерно в это же самое время) сделал Франциско Сарсоса из Арагоны; было и несколько других примеров демонстрации подобного рода изощренных технических приемов, которые в последующие века получили название «номография». Определенное представление о процедурах, применяемых в такого рода инструментах, можно получить из ил. 105, взятой из «Astronomicum» Апиана. Тщательно исполненная печатная работа Апиана навлекла на себя впоследствии весьма поверхностную критику Кеплера, назвавшего ее пустой тратой времени и дарования. Однако в ее цели не входило доставить удовольствие респектабельному Кеплеру, который, если уж на то пошло, был заинтересован в поиске не столько способов облегчения вычислений, сколько императорского покровительства.

В богатом монастыре Сент-Олбанса Ричард Уоллигфордский имел все возможности для сбора весьма значительной суммы на постройку механических часов. По ссылке, содержащейся в комментарии к «Сфере» Сакробоско, написанном Робертом Англичанином в 1271 г., мы узнаем, что в то время астрономы работали – по большей части безуспешно – над проблемой контроля скорости вращения колеса, пытаясь воспроизвести суточное движение. Из многих упоминаний, касающихся постройки дорогих церковных часов в 1280‐х гг. и в последующие времена, как мы знаем, ключевым изобретением, которого удалось достичь в этой области, стал механический регулятор хода, открытый более чем за сорок лет до того, как Ричард начал свою работу. Невзирая на этот факт, беспорядочная кипа документов, оставленная им после смерти, включая несколько инженерных набросков, содержит самое давнее из всех сохранившихся описаний механических часов, причем (и это один из парадоксов истории) с точки зрения механики это было наиболее полное описание, составленное за все Средние века. К сожалению, сами часы бесследно исчезли после закрытия монастырей во времена Генриха VIII. Согласно описанию антиквара Джона Лиленда, они показывали планетное движение и изменение уровня моря при приливах и отливах. (Это делалось, как в часах на Лондонском мосту, посредством автоматического расчета положения Луны на ее стандартной средней траектории.) Отец Ричарда – кузнец, поэтому изделие изготовлено целиком из металла. Часы обладали невероятно большими размерами, их циферблат выполнен в человеческий рост, а сами часы имели два или три метра в поперечнике; они были установлены в стенном уступе на южном трансепте монастырской церкви.

Данный механизм имеет самое непосредственное отношение к истории астрономии. Это была не только самодвижущаяся модель мироздания в том виде, как его понимали средневековые астрономы, но почти каждый элемент конструкции устройства изготовлялся с учетом достижений астрономической практики, вплоть до методов расчета передаточных отношений и составления таблиц для расстояний между зубьями шестерен. Они обладали боем по 24-часовой системе – 17 ударов колокола в 17:00 часов и т. д. – и били через астрономически равные интервалы времени, а не по сезонным часам, как это практиковалось у обычных людей. В них предусматривалась винтовая зубчатая передача и овальное колесо для воспроизведения тщательно рассчитанного изменения скорости лунного движения по циферблату, изготовленному в виде астролябии. (Это движение давало расчетную ошибку всего лишь в семь миллионных.) А дифференциальная зубчатая передача предназначалась для механизма, демонстрирующего лунные фазы и затмения. Часы, завершенные уже после преждевременной смерти Ричарда, имели только один циферблат, и в этом они кардинальным образом отличались от более поздних астрономических часов – «астрариума» – сконструированных Джованни де Донди между 1364 и 1380 гг. Донди был сыном астронома-медика. В 1344 г. он разработал конструкцию часов для Падуи, а впоследствии стал врачом императора Карла IV. В 1381 г. его астрариум приобрел один из герцогов Падуи из рода Висконти. Региомонтан ознакомился с ним в 1463 г., и для него изготовили копию, однако астрариум находился в ремонте вплоть до 1530 г., когда император Карл V заново скопировал эти часы.

Механизм Донди обладал семисторонней основой с отдельными циферблатами для каждой из планет, Солнца и Луны. В нем присутствовало тщательно отлаженное цифровое календарное устройство. Каждый планетный механизм, по сути, представлял собой птолемееву диаграмму, воспроизведенную с помощью шестерен. Донди использовал подвижные штанги и эксцентрические колеса, овальная форма которых позволяла поддерживать сцепление на различных расстояниях, и пристрастный инженер, безусловно, поставил бы его талант механика ниже таланта Ричарда Уоллингфордского, однако его астрариум, заключенный в латунную оправу, без сомнения, был более привлекателен возможностью всегда держать под рукой. Есть один важный астрономический момент, о котором нельзя не упомянуть. Он заключается в следующем: как и в более простых экваториумах, копировавших птолемеевы модели и на деле представлявших собой планетные диаграммы, изображенные в рукописных копиях «Альмагеста», астрариум не воспроизводил Вселенную в виде единой системы. Часы Ричарда Уоллигфордского являлись продолжением древней традиции античных анафорических астрономических часов, представлявших Вселенную в единой экспозиции, однако если бы туда были введены планеты, то там, без сомнения, тоже возникла бы нужда в дополнительных циферблатах.

Большинство ранних церковных часов не имело циферблата, и они просто издавали колокольный звон через каждый час, но с течением времени бо́льшая часть крупных кафедральных и монастырских церквей обзавелась механическими часами с той или иной астрономической символикой на едином циферблате, часто дополняемой движением человеческих фигур и других автоматов. Первый пример такого рода – исламские водяные часы. Однако в итоге следует признать, что астрономический циферблат заключал в себе гораздо более важную, хотя и скрытую тенденцию: само стремление создать его благоприятствовало наступлению важнейшей поворотной точки в социальной и экономической истории человечества. Механические часы навязали свою волю всем последующим поколениям, вне зависимости от того, был их циферблат астрономическим или нет.

Когда в 1327 г. Ричард Уоллингфордский написал свой «Альбион», он находился в самом центре оксфордской астрономической жизни и тем не менее ни разу не упомянул в своей работе об Альфонсовых таблицах. Однако он использовал одну из их версий в 1330 г. Около 1340 г. Уильям Реде из оксфордского Мертон-колледжа взял парижскую версию таблиц с шестидесятеричной системой измерения времени и углов и преобразовал ее в таблицы для оксфордского меридиана в более привычной «толедской» форме – например, он использовал по 30° на знак, а не 60°. Тот факт, что сохранились версии таблиц, предназначавшиеся для использования в других городах, некоторые из которых датируются даже 1320‐ми гг. (для Лестера, и Нортгемптона), а также таблицы, составленные для Колчестера, Кембриджа, Йорка и Лондона, является свидетельством проведения значительной части астрономической работы в религиозных институтах за пределами университетов, хотя вряд ли стоит сомневаться в том, что люди, занимавшиеся этой работой, имели университетское образование.

Это относительно простая переработка. В Оксфорде произвели две гораздо более радикальные ревизии, первая осуществлена в 1348 г. человеком, имя которого осталось неизвестным, возможно это был Уильям Бейткомб, а вторая – в следующем столетии – Джоном Киллингуортом. Таблицы 1348 г. оказались значительно более совершенными, чем эргономичные Великие таблицы Иоанна де Линерииса (сдвоенные таблицы, где два уравнения приводились к одному). Таблицы 1348 г. позволяли определять планетные долготы более или менее непосредственно, за исключением небольшой прецессионной поправки. Эти таблицы были объемны и могли использоваться для передачи информации о прямых движениях, стояниях, попятных движениях планет и другого материала, игравшего важную роль в астрологии. Здесь мы снова сталкиваемся со свидетельством того, что астрология служила одним из мотивов серьезного изучения астрономии. Не стоит забывать: 1348 г. отмечен вспышкой эпидемии чумы в Оксфорде, и как писали многие ученые того времени, это обратило их помыслы к Богу. Вряд ли стоит сомневаться в том, что иногда это обращало их мысли и к астрологии.

Таблицы 1348 г. пользовались популярностью у ученых со всех концов Европы. В Силезии и Праге сохранились ранние манускрипты, содержавшие их доработку. Генрих Арнаут из Зволле на севере Нидерландов пользовался ими, ссылаясь на них как на «английские таблицы». Их перевод на древнееврейский сделан в Италии в XV в. неким М. Финзи, которому ассистировал анонимный христианин из Мантуи. Джованни Бьянкини из Феррары, наиболее яркий итальянский астроном середины XV в., находился под их влиянием во время создания серии аналогичных таблиц, широко применявшихся такими выдающимися современниками, как Пурбах и Региомонтан. Через аналогичное посредничество, а также через восточноевропейскую версию XIV в., известную как Tabulae resolutae (Коперник изучал их в свою бытность студентом в Кракове), они составили основу одноименных таблиц Иоганна Шёнера (напечатаны в 1536 и 1542 гг.). Те, в свою очередь, широко использовались в течение многих десятилетий, однако истоки их происхождения оказались надолго забытыми. Это история об альбионе, снова напомнившем о себе; однако в Средние века, и это их отличительная особенность, всякая истина считалась истиной от Бога, а потому авторство не являлось чем-то, за что нужно было бороться как за свои владения.

После таблиц 1348 г. появилась еще одна серия оксфордских Альфонсовых таблиц, заслуживших широкое признание; их составил астроном Мертон-колледжа Джон Киллингуорт (ок. 1410–1445). Таблицы предназначались для использования при расчетах полного набора параметров планетного альманаха (эфемерид). Одна из копий, изготовленная для глостерского герцога Хамфри, была обильно украшена сусальным золотом и поражала красотой своего исполнения. Предполагалось ли таким образом выказать особое уважение гениальности их автора? Этот вопрос остается невыясненным, однако можно со всей определенностью сказать, что это скорее исключение, чем правило. На ил. 106 изображен образец одной из страниц, взятой из более приземленного повседневного экземпляра. Таблицы имплицитно включали в себя элементы теоретических рассуждений, не изложенных автором в явном виде, однако то немногое, что поддается современной реконструкции, могло быть получено без обращения к дифференциальному исчислению.

106

Страница из знаменитых таблиц, составленных Джоном Киллингуортом и предназначенных для сокращения работы, необходимой для составления «альманаха», эфемерид всех планет с заданными значениями положений на каждый день в соответствии с Альфонсовыми принципами.

К 1380 г. в Европе существовало порядка тридцати активно работавших университетов; большинство из них только-только возникло и было невелико по составу, но они азартно конкурировали друг с другом. В восточной германоговорящей Европе нельзя отметить ничего, заслуживавшего особого внимания, за исключением Праги и Вены. К 1500 г. этот список пополнили еще около пятидесяти учреждений. Многие из них стояли на вторых ролях, однако более дюжины новых университетов появились в германоговорящих землях. Именно оттуда, а также из еще более восточных областей пришла новая волна увлечения астрономией, которая, скорее всего, и обеспечила более чем вековое превосходство этих учреждений над старыми центрами.

Это движение нельзя рассматривать в отрыве от изменений, случившихся в тот же самый период в религиозной жизни, хотя взаимоотношения между этими двумя типами деятельности никогда не были однозначными. Например, несмотря на то что Вена являлась крупным центром обучения задолго до того, как там основали университет (1365), рост ее влияния начал заметным образом проявляться только после раскола католической церкви (между 1378 и 1417 гг. появились сначала два, а затем – три враждующих друг с другом папы, причем каждый из них имел свою коллегию кардиналов и административный аппарат). С началом этого раздора Вена стала домом и кровом центрально-европейских магистров и студентов, чья жизнь в Париже осложнилась из‐за того, что они не сочли возможным выразить поддержку профранцузскому папе. Позже университет пополнился богемцами, приехавшими из Праги после столкновения с еще более напористым германским большинством.

Лейпцигский университет возник во многом благодаря распаду Пражского университета, случившемуся в грозовые дни Яна Гуса – сторонника английского реформатора Джона Уиклифа; можно перечислить множество подобных историй, демонстрирующих, как рост чувства государственности проявлял себя в академической и религиозной жизни. Трагическая история Яна Гуса и Иеронима Пражского, которых казнили как еретиков (в 1415 и 1416 гг. соответственно) в ходе борьбы за церковную реформу, хорошо известна. За этим последовали систематическое притеснение и истребление евреев – в 1421 г. в Вене только за один день сожгли на кострах 240 человек. Нельзя забывать, что многие ученые, астрономические идеи которых мы здесь рассматриваем, были так или иначе вовлечены в академические дискуссии, оправдывавшие акции подобного рода. Пускай даже по наивности, но они внесли свой вклад во всеобъемлющее христианское философское и теологическое мировоззрение, которое позволило осуществиться всем этим вещам. Их астрономическую жизнь нельзя отделить от всего остального, как это наблюдается у множества их преемников в наши дни. Как правило, они были еще и теологами, пытавшимися разобраться в вопросах, представлявшихся им предельным выражением истины, а также в вопросе о том, кому принадлежит право судить об этом; и истоки многих таких вопросов находили свое категорическое обоснование в средневековой астрономии. Как будет показано в главе 12, после Коперника дебаты такого рода трансформировались в нечто менее опасное, связанное с природой знания, которое способна предоставить научная теория.

Одним из наиболее выдающихся магистров, переехавших из Парижа в Вену, был Генрих Лангенштейнский (ок. 1325–1397), известный также как Генрих Гессенский. Он прославился главным образом благодаря непримиримой критике, высказываемой в адрес Птолемея. Вместе с несколькими другими западными астрономами позднего Средневековья он последовал примеру, поданному восточными и андалусскими астрономами, использовавшими физические аргументы для критики планетных схем, изложенных в «Альмагесте». Покинув Париж, Генрих провел остаток своих дней в Вене и сыграл немалую роль в изменении организационной структуры тамошнего университета. Однако он больше склонялся к преподаванию, чем к исследовательской работе, и его «Трактат, опровергающий эксцентры и эпициклы», написанный в Париже в 1364 г., предстает перед нами довольно задиристой книгой, большую часть которой составляли мелкие академические придирки к классическому университетскому тексту «Theorica planetarum». Одной из наиболее серьезных поставленных Генрихом перед собой целей являлось доказательство невозможности рассмотрения кругов птолемеевой астрономии как реальных физических механизмов, существующих на небесах.

Несколькими десятилетиями ранее такие же соображения высказывал Ричард Уоллингфордский, но делал это в такой манере, как будто это уже давно стало банальной, избитой вещью, чему немало способствовали тексты Марциана Капеллы и латинский перевод работы по оптике, написанной Ибн ал-Хайсамом. Согласно Генриху Гессенскому, астрономические круги – это не более чем математическая конструкция, оправдать которую могут только основанные на ней правильные предсказания. Генриха не удовлетворял сделанный Птолемеем расчет планетных расстояний и размеров; ему не нравились эквант и нарушения равномерного движения, введенные в теорию планетных долгот с помощью теории планетных широт. Одним словом, он желал бы, чтобы Вселенная вращалась по более простым, чем у Птолемея, траекториям. Как это ни прискорбно, некоторые философы не всегда понимали, как сложно иногда бывает достичь простоты.

На первый взгляд, аргументы Генриха могут показаться нетривиальными, однако все они опираются на несколько предположений о природе движения, которые сегодня мы расценили бы как недопустимые. Приведем типичный аргумент из его «Трактата»: «Если бы эпициклы существовали, то одно и то же тело могло бы двигаться в одно и то же время различными движениями», но этого не может быть, «поскольку одна и та же причина не может одновременно вызывать различные следствия у одного и того же тела». Хотя некоторые ученые были близки к тому, чтобы уловить суть этого вопроса, большинство из них испытывали определенные сложности в понимании того, как два различных движения могут быть объединены в одно (как в случае, когда корабль, подгоняемый ветром, движется по своему курсу) и, наоборот, как одно движение может быть разложено на два. Почему? Потому что они рассматривали движение как реальную, однозначно определяемую и неразделимую вещь. В этом заключался определенный парадокс, поскольку в их задачу входило показать, что птолемеевы круги – это не реальность, а исключительно гипотетическое предположение. Именно такие мыслительные привычки были усвоены ими в процессе изучения аристотелевской физики и влиятельной работы ал-Хайсама «О форме мира».

В 1377 г. некий магистр по имени Юлман писал примерно в том же стиле, обильно пользуясь заимствованиями из Генриха, а когда добавлял собственный материал, то обнаруживал ту же самую сложность понимания идеи сочетания нескольких движений в одном теле. Эта проблема казалась особенно актуальной при переходе к визуализации моделей «птолемеевых» сфер, наподобие того, как это делалось в «Планетных гипотезах» Птолемея и «Теории планет» ал-Фергани. Теория долгот и без того была довольно сложной, но если присовокупить к ней идею реальности эпициклических сфер, призванных объяснить движение планет по широте, то понадобится совсем немного времени, чтобы проникнуться некоторой симпатией к упомянутым выше авторам.

Гораздо более ярким дарованием обладал политик с академическим образованием Николай Кузанский (ок. 1401–1464), прошедший обучение сначала в Нидерландах среди членов одной из религиозных сект, а затем в Гейдельбергском и Падуанском университетах. Он получил наибольшую известность как философ-платоник, но интересовался также и астрономией, что привело к неожиданным результатам. В Падуе вместе со своим другом (впоследствии – известным географом) Паоло Тосканелли он посещал лекции по астрологии Просдочимо де Бельдоманди. После посвящения в духовный сан Николай сдружился с Энеа Сильвио Пикколомини, одним из двух членов этого знатного рода, который впоследствии, в 1458 г., стал папой. Николай Кузанский был одним из тех, чье стремление к масштабной реформе церкви сочеталось с желанием реформировать календарь, хотя он мало продвинулся в решении этого вопроса. Будучи кардиналом, он обладал достаточными средствами, чтобы покупать очень качественные астрономические инструменты, и, к счастью, они сохранились. Однако слава, которую он приобрел как мыслитель, не имеет почти ничего общего с измерительной астрономией: он был философом с необузданным научным воображением и обладал склонностью применять более чем широкие аналогии, что привело его к рассуждениям о месте Земли во Вселенной. После смерти его идеи приобрели пророческий характер.

В 1440 г. он закончил свою наиболее выдающуюся работу «De docta ignorantia» («Об ученом незнании»). В ней он широко использовал «принцип единства противоположностей» – закон, ставший впоследствии чем-то вроде символа веры у гегельянцев и марксистов. Общая идея заключалась в возможности применения этого закона к решению всех без исключения вопросов. То, что кажется нам противоречиями, является единым в бесконечной перспективе. Каждая сущность воспроизводит себя во всех других сущностях; самое большое число совпадает с самым малым («максимальность малости»); подобным же образом точка совпадает с бесконечной сферой и т. д. Затем, с учетом всех этих перечислений, которых настолько много, что вряд ли имеет смысл упоминать о них в подробностях, Николай, используя упомянутый принцип, приходит к следующему заключению: поскольку точка включает (или отражает) всю Вселенную, у Вселенной не может быть ни фиксированного центра, ни фиксированного края. В частности, он считал ошибкой утверждение о центральном положении Земли во Вселенной. Этим исчерпываются заявления относительно ее места. Что касается ее движения, то оно основывается на принципе относительности: положение чего бы то ни было зависит от положения наблюдателя. Следовательно, Землю можно считать подвижной. Заставив Землю покинуть ее традиционное место, он, как следует из его работ, переходит к рассуждениям о возможности существования других тел, населенных живыми существами.

Некоторые из этих идей имели долгую историю и разделялись, например, философами-герметиками – последователями мифического Гермеса Трисмегиста. Они обладали своей (хотя и небольшой) долей влияния и после Коперника, и даже после Джордано Бруно, то есть после конца XVI в. Именно тогда на Николая Кузанского стали ссылаться как на предшественника Коперника. Декарт цитировал его как автора идеи бесконечности мира, после чего его репутация прозорливого космолога стала укрепляться от столетия к столетию. Вряд ли у него были какие-то другие заслуги. Когда Николай писал на астрономические темы, он следовал традиционным представлениям о центральном положении Земли и порядке планетных сфер. Однако строительным материалом для истории служат репутация и известность, а не заслуги.

Николай действительно преуменьшил несовершенство Земли по сравнению с надлунными областями и фактически предпринял весьма неочевидный шаг в сторону принижения относительного совершенства Солнца. Он высказывал спекулятивные предположения, будто под его яркой оболочкой могут скрываться слои водянистых испарений и чистого воздуха, внутри которых, в свою очередь, может находиться центральная земля. С трудом верится, что такая точка зрения могла всерьез рассматриваться в XV в., а между тем и в XVIII в., и даже в XIX в. такие блестящие астрономы, как Александр Уилсон и Уильям Гершель, не смогли продвинуться дальше подобных соображений. Главное различие заключалось в том, что они избежали обвинений в ереси. Политические соперники Николая обвиняли его в пантеизме, и для защиты себя от этих обвинений он написал книгу «Apologia doctae ignorantia» (1449), где привел цитаты из святых отцов и христианских философов-неоплатоников, от которых он перенял часть своих воззрений. Как это ни странно, исходя из платоновских представлений о мире как о математической конструкции, он, похоже, пришел к совершенно противоположному выводу. Исходя из наблюдения, что в нашем опыте не встречается ничего математически точного – ни один объект не обладает правильной геометрической формой, Земля не является идеальной сферой и т. д., – он пришел к заключению о нереализуемости математической трактовки мироздания. Довольно сложно сделать из такого философа научного героя, хотя желающих было более чем достаточно.

Бытует широко распространенное убеждение, что в середине XV в. астрономия претерпела внезапное возрождение, как будто бы только тогда, вместе с восстановлением многочисленных греческих текстов, астрономы сумели приумножить свое александрийское наследие. Эта иллюзия возникла благодаря изобретению книгопечатания, неожиданно превратившего копирование книг в относительно простую техническую операцию. Прямой результат этого заключался в следующем: репутация двух человек с удивительной быстротой затмила собой популярность тех ученых, пособия которых они переписывали. И Георг Пурбах, и Иоганн Мюллер сами являлись незаурядными учеными, входившими в это новое литературное движение, однако их собственные астрономические сочинения скорее продолжали, чем ниспровергали средневековую традицию.

Пурбах был австрийским ученым, унаследовавшим мантию почти столь же влиятельного астронома, первого профессора по этому предмету в Венском университете Иоганна Гмундена. Иоганн умер в 1442 г., до прибытия Пурбаха на место, но успел собрать большое количество бесценных манускриптов и инструментов, завещанных им университету. (Например, он самостоятельно отредактировал текст, посвященный альбиону, и у него был собственный экземпляр этого инструмента.) Пурбах получил в Венском университете степень магистра (в 1453 г.), однако и до, и после этого он много путешествовал и успел побывать во Франции, Германии и Италии. Он стал дворцовым астрологом сначала у короля Венгрии Ласло V, а затем у его дяди, императора Фридриха III. В Вене он преподавал античную литературу в новом гуманистическом стиле и там же завершил учебное пособие, благодаря которому стал известен целым поколениям студентов, – «Theoricae novae planetarum» («Новые теории планет»).

Иоганн Мюллер больше известен под именем Региомонтан, латинским названием Кенигсберга во Франконии – места, где он родился в 1436 г. Будучи не по годам развитым ребенком, он поступил в Лейпцигский университет в возрасте всего лишь одиннадцати лет. В 1450 г. Региомонтан переехал в Венский университет, где в январе 1454 г. получил степень бакалавра. В тот же самый год гораздо более взрослый Пурбах стал регент-магистром и начал читать лекции в Венском университете, а спустя два года к его исследованиям подключился и Региомонтан. Они совместно начали реализовывать свою программу наблюдений (планет, затмений и комет), тщательно отмечая астрологические значения увиденного. Их карьера получила новое развитие в 1460 г. после приезда в Вену кардинала Виссариона, посла папы в Священную Римскую империю, грека по происхождению, миссия которого заключалась в том, чтобы мирно разрешить спор, возникший у императора с его братом, и заручиться поддержкой в компании по освобождению Константинополя, захваченного турками в 1453 г. Помимо этого, он являлся горячим сторонником скорейшего развития западного интеллектуального движения посредством изучения греческой классической литературы и уговорил Пурбаха (не знавшего греческого языка) составить исправленное краткое изложение «Альмагеста». В 1451 г. Георгий Трапезундский перевел его с греческого на латынь, но этот перевод уступал по качеству латинскому переводу с арабского, сделанному в XII в. Герардом Кремонским. Пурбах опирался именно на эту версию перевода, которую он, по свидетельству Региомонтана, знал «почти наизусть», и успел написать примерно половину задуманного труда до своей смерти в 1461 г.

Региомонтан завершил эту работу в течение двух лет, хотя его труд, получивший название «Краткое изложение Альмагеста», оказался в печати только в 1496 г., двадцать лет спустя после его преждевременной смерти. Это сочинение имело много общего с широко используемой в Средние века версией под названием «Сокращенный Альмагест», но его качество оказалось значительно выше. Окончательная форма книги была, без преувеличения, лучшим из всех доступных комментариев к Птолемею и оставалась таковой вплоть до начала Нового времени. Забавно наблюдать, с каким удовольствием гуманисты поносили ранние средневековые компендиумы, полностью утратившие, по их мнению, чистоту оригинала.

В число работ Пурбаха входили небольшие трактаты, посвященные ранним инструментам, но, вне всяких сомнений, наиболее значительным его произведением стала «Theorica novae planetarum». В основу этой работы положена диссертация, представленная им для получения магистерской степени. Ее несомненная педагогическая ценность, выявившаяся в течение следующего столетия (или даже двух), привела многих исследователей к тому, чтобы приписать ей выдающуюся оригинальность. Она написана весьма складно, но ее правильнее было бы рассматривать как исправленную, уточненную и дополненную версию более ранней «Theorica planetarum» – типового текста, предназначавшегося для студентов факультета искусств. Строго говоря, существовало несколько очень близких по содержанию работ, распространяемых под этим общим названием, однако одна из них, написанная неизвестным автором начала XIII в., копировалась чаще, чем все остальные университетские учебные пособия по астрономии, за исключением «Трактата о сфере» Сакробоско. Существовало не менее четырех различных печатных редакций текста старой «Theorica», опубликованных до 1500 г., а позже появились и другие редакции, которые, очевидно, конкурировали с произведением Пурбаха за популярность, хотя в то время его работа считалась очевидным фаворитом. В течение первых двадцати лет этот трактат использовался в рукописных копиях, в 1474 г. его опубликовал Региомонтан, а затем его примерно шестьдесят раз редактировали, прежде чем он вышел из употребления в XVII в. Такова была сила печатного слова. На ил. 107 (в двух частях) показаны две типовые иллюстрации из новой работы. Она добавила популярности разновидности твердых сфер, введенной Птолемеем в его «Планетных гипотезах» и обоснованной у ал-Фергани, Ибн ал-Хайсама и других. Она включала материал по вопросам теории восхождения и нисхождения (осциллирующей прецессии), приписываемой Сабиту ибн Корре, и нечто очень сходное с Альфонсовой теорией. Она со всей очевидностью обнаруживала влияние, оказанное различными вариантами всех типов Альфонсовых таблиц, особенно тех (таблицы 1348 г. и таблицы Джованни Бьянкини), которые позволяли довольно легко рассчитывать планетные положения, а следовательно, быстро определять расхождения с наблюдениями.

В конце 1450‐х гг. Пурбах завершил работу, которая должна была потребовать от него наибольших усилий, «Таблицы затмений» (впервые опубликована в 1514 г.), первоначально рассчитанные для меридиана Вены, а в другой версии для города Орадя в Венгрии («Tabulae Waradienses»).

Первая встреча Региомонтана и Виссариона в Вене в 1460 г. не стала последней. По настоянию Пурбаха они совершили совместное путешествие в Рим, хотя уже после его смерти. К тому времени Виссарион уже получил пост папского посла в Венецианской республике, что объясняет, почему в июле 1463 г. он располагал возможностями убедить Региомонтана пожить какое-то время неподалеку от Венеции и Падуи. В Падуе находился статусный университет с прочными традициями в области астрономии, и молодой ученый много способствовал росту репутации этого места. В то же самое лето он начал свою переписку с Бьянкини, искушенным астрономом, основной обязанностью которого являлось оказание юридических услуг знатному роду Эсте в Ферраре. Как это часто бывало, такой обмен письмами стал чем-то вроде вежливой математической дуэли, и Региомонтан оказался гораздо сильнее своего значительно более старшего оппонента. Региомонтан сумел указать на множество недостатков Альфонсовых таблиц и сформулировать программу их изменения – математического, астрономического и астрологического. Однако вскоре он покинул Италию. В 1467 г. он прибыл в Венгрию, чтобы занять кафедру астрономии во вновь образованном университете Прессбурга в Братиславе. На самом деле Региомонтану было поручено выбрать благоприятный астрологический момент для фактического основания университета. (Это вполне обычная процедура; удивительно, что она не сохранилась до сих пор.) В Венгрии он сотрудничал с королевским астрономом Мартином Биликом и посвятил работу по тригонометрии королю Матьяшу I. Этот знаменитый покровитель ученых-гуманистов, возможно, более известный по своему прозвищу Корвин, учредил программу реформ устаревшего венгерского государственного устройства. Он видел в Региомонтане родственную душу и рассматривал его как потенциального реформатора астрономии.

Отсутствие политической стабильности в Венгрии или, может быть, заурядные материальные соображения понудили его покинуть Прессбург и переехать в Нюрнберг. В 1471 г. Нюрнберг был крупнейшим центром торговли в Центральной Европе, располагавшимся на пересечении торговых путей между Италией и землями Северной Германии. Его коммерчески выгодное местоположение сильно облегчало коммуникацию между учеными. Региомонтан мог приобретать там замечательные инструменты, и именно там он сумел обзавестись прекрасным печатным станком с особым типом латинской гарнитуры, отличающимся от германских готических форм не менее радикально, чем блестящие рассуждения его владельца. Его первой публикацией стала «Новая теория планет» Пурбаха, по которому он искренне скорбел. Он сопроводил ее проспектом из более чем сорока наименований произведений для последующих публикаций – от работ Евклида, Аполлония и Архимеда до своих собственных сочинений. Обстоятельства сложились таким образом, что при его жизни было издано всего лишь несколько произведений из этого списка, однако некоторые из них вышли после его смерти от его имени. В 1474 г. он напечатал календарь, опубликовав его как на латыни, так и на немецком языке, с простыми бумажными круговыми диаграммами затмений и другими астрономическими данными, основанными на его собственных вычислениях. До конца столетия из-под нюрнбергского станка вышло девять изданий его «Calendarium». Важную роль в истории книгопечатания сыграли Венеция и Аугсбург, где в одном из изданий Ратдольта было введено в употребление представление о титульном листе, вместо прежней традиции размещения выходных данных на последней странице. Кроме того, в 1474 г. Региомонтан опубликовал собственные планетные эфемериды (альманах) на период 1475–1506 гг. (См. типовой образец разворота на ил. 108.) Безусловно, это не первый альманах, но это первая печатная работа, использующая огромный потенциал астрологического рынка в вопросах, касающихся предвычисления планетных положений. О его популярности можно заключить из того факта, что он переиздавался по меньшей мере тринадцать раз до того времени, когда потерял свою актуальность.

107

Ксилографии, иллюстрирующие физическую модель сфер, движущих внешнюю планету (вверху) и ориентацию их осей и полюсов (внизу). Три перечисленных центра носят названия экванта, деферента и мирового центра. Ось сферы, несущей сферу эпицикла, проходит через центр деферента. Ксилографии взяты из наиболее удачного раннего печатного текста книги о планетной астрономии Птолемея, написанной Георгом Пурбахом «Theoricae novae planetarum» («Новые теории планет» [1473]; напечатана его бывшим учеником Региомонтаном). Работа содержит упрощенное, хотя и дополненное изложение «Альмагеста» Птолемея, и посредством введения (как показано на рисунке) квазифизической модели вложенных одна в другую твердых сфер из арабских источников Пурбах сам того не зная пропагандировал идеи, изложенные в «Планетных гипотезах» Птолемея.

108

Страницы на январь 1475 г. из «Эфемерид» (1474) Региомонтана. Он называет по именам только семь праздничных дней месяца. Помечая воскресные дни буквами A, он предполагает, что читатель сумеет самостоятельно определить остальные (сравните с ил. 93). Положения планет даны в пределах зодиакальных знаков (см. второй столбец и обратите внимание на отметки в таблице в том месте, где знак меняется). Порядок перечисления планет в самой верхней строке следующий: Солнце, Луна, Сатурн, Юпитер, Марс, Венера, Меркурий и, наконец, восходящий лунный узел («голова Дракона»). На правой странице столбцы с «аспектами Луны с Солнцем и планетами», сопровождаемые разнообразными аспектами Солнца и планет друг с другом. Эта информация представляла астрологический интерес как по метеорологическим, так и по человеческим соображениям. Например, лунные аспекты использовались в качестве руководства при кровопускании, очень распространенном в то время.

Региомонтан умер во время посещения Рима в 1467 г. Согласно одной из расхожих версий, его отравили сыновья Георгия Трапезундского – человека, с которым он никогда не общался лично, но чей перевод «Альмагеста» (а также комментарии к нему) он открыто критиковал, не стесняясь в выражениях. Некоторые утверждают, что Георгий Трапезундский учил его греческому языку, однако, похоже, этот язык (он владел им в достаточной мере для того, чтобы вносить поправки как в греческие тексты Архимеда, так и в их латинские переводы) он освоил в основном самостоятельно, хотя и не без помощи людей, входивших в окружение Виссариона. Программу астрономических наблюдений, начатую Региомонтаном, продолжил его талантливый коллега Бернхард Вальтер, производивший их с 1475 по 1504 г., – один из ранних примеров относительно непрерывной серии систематических наблюдений. Для осуществления многих из этих наблюдений использовалась латунная параллактическая линейка Птолемея (ил. 109). В итоге наблюдения Вальтера опубликовал Иоганн Шёнер в 1544 г. в прекрасно изданном сборнике, куда вошли работы и отчеты о наблюдениях Пурбаха и Региомонтана. Но до этого некоторые из наблюдений Вальтера взял Коперник для определения орбиты Меркурия; а позже Тихо Браге и Кеплер использовали многие другие наблюдательные данные, приведенные в упомянутом сборнике Шёнера.

Репутация Региомонтана ко времени его смерти была весьма значительна, и она подтверждалась не только его влиятельными связями и положением ученого с собственным печатным станком, но и неустанной заботой о поиске путей ясного изложения существующего астрономического знания, особенно в том, что касалось его математических основ. В 1460‐х гг. он приложил немало усилий к усовершенствованию изложения сферической тригонометрии. В его работе «О всех видах треугольников», впервые опубликованной в 1533 г., использовался так называемый закон косинусов, а также закон синусов для сферических треугольников. Их оригинальность преувеличивалась теми, кто не знал работы Джабира ибн Афлаха, Ричарда Уоллингфордского и других. Но уже Джироламо Кардано, живший в том же столетии, вполне справедливо отмечал, что Региомонтан был многим обязан более ранним авторам. Тем не менее его тригонометрическая работа выглядела более современно, чем работы предшественников, и он снабдил ее некоторыми приложениями, важными с практической точки зрения, а именно – усовершенствованными таблицами тригонометрических функций. В этом вопросе он пошел по стопам Пурбаха, написавшего чисто методическую работу. Региомонтан порвал с традиционной практикой и перестал использовать шестидесятеричное деление стандартного радиуса (когда синус 90° равен 60 частям). Он постепенно изменял свою методику, сначала использовав 60 000 частей для радиуса (как это встречается у Пурбаха), затем 6 000 000, а позже – 10 000 000 частей. Совершенство его таблиц синусов и тангенсов заставило задуматься о превосходстве десятеричной системы счисления.

109

Основные части параллактического инструмента, который в основном использовали Региомонтан и Вальтер. Здесь представлены так называемая «птолемеева линейка», она сопровождается описанием, данным в Книге V «Альмагеста» Птолемея. Воспроизводится по произведению Иоганна Шёнера «Scripta clarissima mathematici M. Johannis Regiomontani» («Сочинения знаменитого математика магистра Иоганна Региомонтана», 1544). В Средние века этот инструмент был известен как трикветрум (трехчленный), не путать с торкветумом. При обычном использовании неподвижная стойка располагалась таким образом, чтобы две подвижные штанги – одна со шкалой и другая, имеющая визирные диоптры, – свободно висели в вертикальной плоскости. Этот инструмент было относительно легко изготовить и проградуировать, простая шкала, разделенная равными делениями, замеряла хорду (c) зенитного расстояния (угол z) наблюдаемого объекта (O). Ксилография Шёнера изображает штанги в особом положении, когда угол z равен 60°, демонстрируя, что хорды измерялись для стандартного радиуса 100 000, а это являлось нормой в таблицах Региомонтана. Стандартный радиус Птолемея содержал 60 единиц, каждая из которых делилась еще на шестьдесят и еще на шестьдесят, если это было необходимо.

Региомонтан не был единственным, кто начал использовать недавно обретенную власть печатного станка для дальнейшего развития астрономии. Одним из самых ранних образцов печатных работ в Майнце являлись странные неполные эфемериды, худо-бедно покрывавшие период с января по апрель 1448 г. В них приводились даты и время в часах и минутах для новолуний и полнолуний с указанием долгот Солнца, Луны и планет, выраженных в целочисленных градусах для этих времен, и все это рассчитывалось с помощью Альфонсовых таблиц. Эта таблица, напечатанная на пергаменте и известная только по куску упаковки, сохранившемуся у одного из переплетчиков, должно быть, имела астрологическое предназначение. (Скорее всего, ее изготовили в 1447 г., хотя некоторые историки печати склонны считать, что она появилась десятилетием раньше.) И «Сфера» Сакробоско, и чрезвычайно популярный трактат «Theorica planetarum» – основные пособия студентов университетских факультетов искусств – напечатаны в 1472 г. Вообще говоря, первые научные публикации предназначались для вдумчивого изучения. Астрология, включая переводы арабских астрологических текстов, стала продвигаться на рынок в значительных объемах только в XVI в. Зачастую это производилось посредством издания ежегодных календарей, являвшихся важной статьей дохода печатников, и если они были обильно иллюстрированы ксилографиями, то это делало их особенно привлекательными для широкой публики. По тем же причинам большинство звездных карт, поступавших в печать, содержало изображения созвездий. Такие карты часто вычерчивались в стереографической проекции, как на пауке астролябии, но, конечно, с гораздо бо́льшим количеством звезд. Эти карты, впервые возникшие еще в Античности, стали появляться в европейских манускриптах начиная с IX в. Среди них существовало несколько значимых образцов, относящихся к позднему Средневековью, однако после появления звездной карты Альбрехта Дюрера, напечатанной в 1515 г., этот тип карт обрел второе рождение (ил. 110). Его ксилографии повторно копировались (например, Петером Апианом в 1540 г. и Иоганном Хонтером в 1541 г.), но заданная стилистика никогда не исчезала полностью. Однако в 1540 г., после того как Алессандро Пикколомини опубликовал свою серию карт созвездий, она была дополнена печатным звездным атласом, исполненным в абсолютно другом стиле. В нем полностью отсутствовал изобразительный контекст, но положения звезд отмечены со всей доступной точностью и обозначены символами, отображающими их звездную величину (ил. 111). Если говорить о популярности, то работы подобного рода никогда не составляли серьезной конкуренции иллюстрированным картам в стиле Дюрера. Вне всякого сомнения, Джованни Галлуччи вполне отдавал себе в этом отчет, когда опубликовал в 1588 г. собственное произведение с удачным названием «Theatrum mundi» («Театр мироздания»), где к незатейливым рисункам, содержавшим сведения о звездной величине, добавил прямые линии, позволявшие определять положения звезд.

110

Созвездия северного неба по ксилографии Альбрехта Дюрера «Imagines coeli Septentrionales cum duodecim imaginibus zodiaci» (1515). В углах изображены портреты четырех астрономов, знаменитых своим вкладом в определение положений звезд: Арат, Манилий, Птолемей и ас-Суфи.

111

Разворот атласа Алессандро Пикколомини «De le stelle fisse» («О неподвижных звездах», 1540). Он разделяет звезды по четырем звездным величинам, каждая из которых содержится на представленных картах созвездий Кит (слева) и Орион (справа). Обратите внимание на градусные шкалы и буквенные обозначения, присвоенные им звездам. Его система предшествовала системе Иоганна Байера, легшей в основу современной системы. Байер («Уранометрия», 1603) использовал греческие буквы в применении к каждому созвездию, обычно, хотя и не всегда, начиная с α для самой яркой звезды и переходя на латинский алфавит после того, как все двадцать четыре буквы греческого алфавита исчерпывались.

Уважение, которое снискал себе печатный альманах Региомонтана, без сомнения, служит хорошим объяснением тому, почему Колумб взял один из его экземпляров в свое четвертое трансатлантическое путешествие. Согласно рассказам, он прибег к нему, чтобы произвести впечатление на ямайских индейцев, предсказав лунное затмение 29 февраля 1504 г. Вне зависимости от того, соответствует этот рассказ действительности или нет, интерес Колумба к астрономии вынуждает поднять вопрос о том, насколько она была важна для навигаторов. В этой связи часто высказываются экстравагантные утверждения. В то время астрономические методы морской навигации отличались еще заметной рудиментарностью. Если они использовались, то в расчет принимались два главных правила. Первое заключалось в следующем: при перемещения по морю вдоль линии восток-запад на постоянной широте последняя должна определяться по высоте Солнца или Полярной звезды, а второе – при перемещении вдоль меридиана (линии север-юг) по Солнцу или магнитному компасу определение положения должно вестись посредством простого измерения широты. Большинство мореплавателей, пытавшихся оценить долготу, делали это посредством «счисления по лагу». Этот метод годился для использования даже при движении, отклоняющемся от широтных и долготных линий. Суть идеи заключалась в определении пройденного расстояния по заданному курсу; для определения расстояния использовались лаг и песочные часы, а для направления – компас. Итоговая информация отображалась на «вахтенной доске», доске с колышками, где изображалась компасная роза. Обычно колышки переставляли каждые полчаса, которые отсчитывались по четырехчасовым часам; это позволяло фиксировать курс и оценивать покрытое расстояние. В соответствующее время данная информация обрабатывалась лоцманом и переносилась на навигационную карту. Вряд ли следует сомневаться в том, что в то время, когда ученые погружались в глубокомысленные рассуждения об астрономических методах определения географической долготы, бо́льшая часть мореплавателей проявляли сильную озабоченность свистом ветра в парусах. Даже великие первопроходцы XIV–XV вв. были по большей части не более чем лоцманами, то есть умели придерживаться правильного курса и, в случае если путешествие проходило вдоль берега, определять маршрут по узнаваемым деталям побережья. И все же медленно, но верно в книги по навигации, особенно в Португалии, начала проникать астрономия Сакробоско с ее простейшими уроками, касающимися земной и звездной сфер.

Астрономы редко руководствовались необходимостью помочь мореплавателям, за исключением тех случаев, когда они надеялись получить моральную или финансовую поддержку за разработку теоретических вопросов, способных облегчить решение проблемы определения географической долготы. Эта специфическая проблема не была чем-то новым для астрономов, особенно для тех, кто выказывал желание адаптировать астрономические таблицы к новому меридиану; однако она имела решающее значение для тех, кто не желал бродить в необозримых океанских просторах, полагаясь только на обманчивый случай. Итальянские карты XIV в. отображали Канарские острова, Мадейру, Порту-Санту, Азорские острова и вид побережья, но без должного внимания к точным расстояниям между ними. В самом начале XV в. во время правления принца Энрике Мореплавателя португальцы всерьез занялись колонизацией Мадейры и Порту-Санту. Трудности, связанные с надежной локализацией местоположения этих островов, до которых по определению невозможно было добраться, следуя вдоль длинной береговой линии, сделали разработку технических навигационных приемов вопросом насущной необходимости. Вскоре и они, и западная береговая линия Африканского континента, ставшая объектом исследования примерно в тот же самый период, стали изображаться на португальских картах с гораздо более высокой точностью. Это была частная инициатива, и одним из важнейших факторов в решении этого вопроса стало появление в Португалии большого количества еврейских астрономов, изгнанных из Испании.

112

Морская астролябия весьма типичной формы, не путать с гораздо более сложной планисферной астролябией, использовавшейся астрономами. Инструмент мореплавателей содержал простую шкалу для определения высот, оцифрованную с точностью до половины градуса. (Один градус широты соответствует примерно 111 километрам или 60 морским милям, хотя точное значение длины варьируется.) Этим инструментом, подвешенным к большому пальцу руки, снимались высоты с помощью алидады, обычно (как в данном случае) оснащенной визирными отверстиями. В случае определения высоты Солнца тень от одного диоптра должна была падать на другой. Близость диоптров служила причиной малой точности. Обратная сторона инструмента – пустая, ничем не заполненная. Тяжелый привесок к кругу выполняет роль балласта, занижающего центр тяжести, что минимизирует влияние ветра; идут громкие споры об условиях, при которых мог использоваться этот инструмент. Известные экземпляры были весьма немногочисленны до зарождения во второй половине XX в. подводной археологии, когда подняли на поверхность изрядное количество подобных инструментов. (Представленный экземпляр датируется 1602 г., его радиус 17 сантиметров и вес 2,38 килограмма.)

Португалия в течение долгого времени оставалась центром обучения навигации. Уже в 1484 г. король Жуан II основал комиссию по усовершенствованию технических приемов навигации, особенно актуальных для Южного полушария, где Полярная звезда не видна. В результате были составлены упрощенные солнечные таблицы. В их основу положены некоторые из таблиц Закуто из Саламанки (о нем мы уже упоминали в предыдущей главе на с. 315). В 1485 г. их апробировали в Гвинее и впоследствии дали начало особому типу сочинений под названием «Распорядок Солнца» – серии простейших правил определения широты по высоте Солнца на меридиане. Морская астролябия, посредством которой обычно определялась высота Солнца, отличалась заметной примитивностью и содержала только массивный круг со шкалой и приделанную к ней линейку с диоптрами (ил. 112). Она была фактически бесполезна на качающейся палубе корабля, и перед тем как ее использовать, удачливому моряку требовалось подойти к берегу. Ее точность редко превышала половину градуса. И сами инструменты, и приемы работы с ними постепенно совершенствовались, особенно в конце XVI в., когда определение точного положения корабля в море (не только широты, но и долготы) стало предметом активного обсуждения астрономов. К сожалению, лишь малое их число имело практический опыт осуществления наблюдений с качающегося вдоль и поперек плавательного средства. К вящему удовольствию астрономов, эта проблема часто находила решение, как в случае Галилея, который предложил сажать наблюдателя на универсальное шарнирное соединение. (Это приспособление впоследствии часто называли карданным подвесом, по имени Джираломо Кардано, хотя оно использовалось уже в Древнем Китае в качестве держателя для ламп.) И все же проблема долготы не находила удовлетворительного решения вплоть до конца XVIII в.

113

Мартин Вальдземюллер был исследователем, активно действовавшим при дворе Рене II, герцога Лотарингии. В своей краткой «Cosmographiae introductio», дважды изданной в 1507 г., он объявил о том, что к ней прилагаются соответствующие глобус и карта. Единственную известную копию огромной карты нашли в начале XX в. в замке в Вольфегге (Вюртемберг). На данном фрагменте изображено менее двадцатой части всего листа. (Основная карта с Америкой и Вест-Индией расположена под ним.) На рисунке мы видим Птолемея, держащего новый квадрант, и один из вариантов расположенной рядом с ним карты Старого Света.

Возможно, здесь будет уместно добавить, что шарниры Кардано часто путают с весьма схожим устройством, которое можно обнаружить в карданном соединении для силовой передачи – устройстве, успешно приспособленном к использованию в астрономии Робертом Гуком в 1674 г. Он применил его в конструкции винта дистанционного управления движением инструмента для наблюдений Солнца. «Соединение Гука» (оно имело много других названий, прежде чем стало применяться в качестве механического привода в автомобиле) позволяет передавать крутящий момент от одного вала к другому вне зависимости от того, под каким углом они расположены. Это приспособление стало общеупотребительным в системе наведения телескопа и продолжает использоваться до сих пор.

В основе картографии лежит потребность в переносе координат места и ландшафтных характеристик на пригодную для этого плоскую поверхность с градуированной сеткой. К XV в. как в исламском мире, так и на Западе существовали обширные перечни, содержавшие координаты многих сотен мест, но вопрос о выборе подходящей координатной сетки оставался открытым. Существовали стандартные теории, основанные на работах Птолемея и более поздних авторов, писавших об астролябиях и существенно дополнивших обычные методы проекции, используемые в астролябии. Эти теории интересовали только ученых и не отвечали запросам мореплавателей. В первое время наибольшим авторитетом пользовалась проекция Птолемея. В 1507 г. Мартин Вальдземюллер выпустил роскошную настенную карту мира, пышность и великолепие которой символизировали благоговение перед великим александрийцем, но были далеки от прагматичного мира мореплавателей (на ил. 113 показан небольшой фрагмент этой карты). Занимая порядка трех квадратных метров, она представляла собой вытянутый в горизонтальном направлении вид картографической проекции, изобретенной Птолемеем. Многочисленные ранние издания «Географии» Птолемея обеспечили преобладающее влияние его модели ровно в то время, когда сведения о земной поверхности стали стремительно пополняться в результате путешествий, предпринятых такими мореплавателями, как Диаш, да Гама, Колумб, Кабот, Веспуччи и Магеллан. Беспрецедентная по размерам и сложности карта Вальдземюллера содержала последние открытия своего времени, включая полный контур африканского континента и восточное побережье недавно открытого «четвертого» континента. Как известно, именно он назвал Южную Америку «Америкой» в честь Америго Веспуччи – ее предполагаемого первооткрывателя. Спустя некоторое время Вальдземюллер обнаружил свою ошибку и попытался исправить ее, перестав включать имя Америго в последующие издания карты. Но, как мы теперь понимаем, было уже поздно, и континент навсегда сохранил название «Америка».

Мореплаватели могли повышать детализацию грандиозной птолемеевой карты мира, но не имели возможности использовать ни саму эту карту, ни наиболее ценное произведение Птолемея по астрономии. Однако они обладали тем, что на английском языке называлось rutter (лоция), на французском – routier, а на португальском – portolano; первоначально она представляла собой обычную тетрадь, в которой капитан фиксировал по магнитному компасу курсы между портами и мысами, расстояния между ними, время высокой воды в новолуние и полнолуние, приблизительную оценку того, с какого расстояния была впервые замечена береговая линия, глубину воды и т. д. (Лоцманская карта – это обычная карта с прочерченными на ней курсами.) Этот тип литературы стал необычайно востребован после того, как его впервые пустили в печать – самые первые экземпляры напечатали в Италии в 1490 г. В ходе XVI в. к ним стало прилагаться все большее и большее количество теоретического материала. Путешествия с целью поиска и открытия новых земель по самой своей природе не могли вестись с помощью традиционных лоций, однако потребности тех, кто ходил под парусами по великим европейским торговым маршрутам (например, между Англией и Бордо или Кадисом при перевозке вина) должны были предусматривать такую возможность. Копии сборников немудреных подсказок, ловких приемов и других секретов из документов, составленных мореплавателями, шли нарасхват, и каждый торговый маршрут давал материал для новых публикаций. Постепенно Северное море и Балтийский торговый флот обогнали по значимости винные торговые пути. Голландцы с их сложной береговой линией и моряками из Антверпена – города, ставшего в начале XVI в. крупнейшим торговым центром, – поставляли самые лучшие лоции этого периода; и англичане с благодарностью копировали их. Позднее появился целый ряд английских лоций, являвшихся зачастую не более чем откровенным переводом с голландского, хотя и с указанием первоисточника. И во всех них приводились неточные, но легкие для запоминания правила использования неба в навигации.

Затем, в последний год XVI в., появился английский текст, обеспечивший на многие десятилетия превосходство англичан в теории и практике навигации. В отличие от большинства предыдущих сочинений, он был составлен не как результат случайных обстоятельств. Книга Эдуарда Райта «Некоторые ошибки в навигации» представляла собой работу, написанную норфолкским специалистом, хорошо знавшим математику, с 1587 г. являвшимся членом Кембриджского колледжа. В 1589 г. королева Елизавета I поручила ему заняться усовершенствованием английского мореходства. В какой-то мере этому поспособствовало то, что Елизавета все еще испытывала тревогу по поводу намерений короля Испании Филиппа II, чей огромный флот Армада был разгромлен в 1588 г. при попытке вторжения в Англию, и, по всей видимости, ее сильно встревожил этот поступок. Райта отправили совместно с графом Камберлендом для совершения налета на Азорские острова, и во время этого путешествия он завел дружбу с Джоном Дэвисом, автором другого хорошо известного текста и разработчиком квадранта Дэвиса. По большому счету скомпилированная Райтом книга «Некоторые ошибки…» являлась шедевром ревизионизма, написанным человеком, хорошо знакомым с математикой и вместе с тем имевшим практический опыт морских путешествий. Обнаруженные им «Ошибки» касались не только недочетов конструкции и неправильного употребления таких инструментов, как поперечный жезл, что могло дезориентировать мореплавателей на целый градус по широте, эквивалентный 60 морским милям. Вряд ли можно найти раздел указанного предмета, изученного Райтом вдоль и поперек и не подвергшегося бы доработке. У нас нет возможности подробно рассмотреть здесь этот вопрос, но один из разделов требует особого внимания, это картография, к которой он также применил имеющееся у него математическое знание.

История астрономических аспектов навигации служит примером того, как наиболее развитая из всех точных наук сумела оказаться полезной при решении практических задач. В некоторых кругах бытует миф, будто существующий запрос на самом деле ориентирован в обратном направлении, то есть астрономия якобы была обязана навигации своим развитием и совершенствованием, поскольку оказалась вынужденной отвечать практическим нуждам мореходства. Это утверждение абсурдно. До середины XVI в. главная проблема виделась только в том, чтобы обучить моряков наиболее элементарным разделам сферической астрономии и научить их пользоваться простейшими морскими инструментами (в них не особо нуждались астрономы, комфортно себя чувствующие на твердой почве). Один из инструментов, нужный только морякам, предназначался для поиска истинного Полюса мира посредством «правила Полярной звезды». Он вошел в употребление в XVI в. и применялся, когда требовалось определить широту по Полярной звезде, поскольку в то время она отстояла от истинного Полюса мира более чем на 3°. Высоту истинного Полюса мира следовало определять посредством внесения поправки в высоту звезды, а ее значение зависело от положения других звезд созвездия Малая Медведица, называемых Стражами (ил. 114). В общем и целом набор морских инструментов для измерения углов (а следовательно, в конечном счете измерения долготы) не заключал в себе ничего такого, что можно было бы назвать принципиально новым. Например, различные типы поперечных жезлов (или астрономических радиусов), квадрантов, квадрантов Дэвиса и секстантов представляли собой всего лишь упрощенные копии более качественных устройств, используемых в наземной астрономии (ил. 115). Но было кое-что, способное найти применение только у мореплавателей, а не обитателей суши – далекий горизонт. В инструментах, с помощью которых удавалось одновременно видеть горизонт и какой-либо небесный объект, нуждались только моряки, и поэтому появилось несколько типов таких устройств.

114

Правило для мореплавателей, использовавших Стражей Полярной звезды для исправления наблюдаемой высоты последней, чтобы получить высоту Полюса мира, а следовательно, земную широту. Рисунок взят из книги Уильяма Борна «Морской распорядок» (1564), работы, выдержавшей десять переизданий и переведенной на голландский язык до 1631 г. Эта разновидность правила была первой, которой отводилось видное место в печатном португальском руководстве, изданном около 1495 г. Позже его воплотили в виде простых инструментов, где для измерения ориентации Стражей использовался роговидный указатель. Более простая диаграмма Борна наглядно демонстрирует примерную процедуру этого упражнения. Так, например: «Если Стражи на северо-западе, то звезда на три с половиной градуса выше полюса». Как это ни странно, мореплаватели использовали более точное значение полярного расстояния, чем то, что указывалось астрономом Иоганном Вернером в 1541 г. (4°9′).

115

Два простейших инструмента для использования на море (иллюстрации взяты из книги «Секреты моряка» [1607], несмотря на сельский ландшафт на дальнем плане). Подвижная линейка угломерного инструмента (вверху), изобретенная Леви бен Гершомом в XIV в., являлась простым приспособлением для измерения углов, не обязательно от горизонта, как изображено в данном случае. У моряка есть одно важное преимущество перед обычным астрономом, а именно резко очерченный горизонт. Углы определялись по положению передвижной крестовины в соответствии с градуировкой на жезле. Некоторые инструменты обладали набором из трех или четырех поперечных реек для различных угловых интервалов. Квадрант Дэвиса (внизу) использовался главным образом для определения высоты Солнца, когда наблюдатель не хотел смотреть непосредственно на светило. Вертикальная стойка устанавливалась таким образом, чтобы тень лишь касалась отметки на мушке. Эту разновидность квадранта изобрел английский морской капитан Джон Дэвис около 1594 г. Наименование «квадрант» относится не к его форме, а к возможности с его помощью измерять дуги, не превышающие 90°.

Потребность не столько в захвате территорий ради самих территорий, сколько в обладании стратегическими заморскими базами, была вызвана растущим спросом, которым пользовались в Европе драгоценные металлы и такие эксклюзивные товары, как табак, пряности и наркотические вещества. Для удовлетворения этих запросов была создана глобальная экономическая сеть (ее основателями в первую очередь являлись португальцы, испанцы и голландцы), в значительной степени стимулировавшая сопутствующие ремесла, такие как изготовление инструментов и картографирование. Эти два последних занятия дополняли друг друга, и далеко неслучайно то, что они совместно практиковались в Нидерландах, откуда в XVI–XVII вв. поступали лучшие образцы этой продукции. Амстердам и Антверпен стали главными центрами гравировщиков, которые могли легко найти работу в типографиях, включая те, где производились сухопутные и морские карты. Зачастую они одновременно занимались изготовлением инструментов. Перечень их названий с упоминанием обоих этих занятий поистине впечатляет, и он не ограничивается только ремесленниками. Одним из хорошо известных примеров является случай ученого-гравера Геральда Меркатора, чья картографическая проекция (1569) не нуждается в представлении. Меркатор получил солидное университетское образование в Лувене и после окончания университета начал изучать астрономию совместно с университетским преподавателем медицины Геммой Фризием (хотя сегодня он больше известен как астроном и разработчик инструментов). В 1536 г. Меркатор изготовил свой первый земной глобус и стал профессионально заниматься картографией. Его влияние на каллиграфию и дизайн типографского шрифта имело сопоставимое значение, и, строго говоря, нет никакой возможности рассматривать два этих ремесленных искусства в отрыве друг от друга. Небольшой трактат, опубликованный им в 1540 г. с использованием наклонного шрифта, был напечатан с ксилографических клише, сделанных им самостоятельно. Своим примером он оказал революционное воздействие на картографирование, книжное производство, создание гравюрных изображений и изготовление научных инструментов.

Следы сильнейшего влияния Меркатора можно обнаружить в инструментах, изготовленных Гуалтерусом Арсениусом, любимым учеником Геммы Фризия и даже в работах еще более влиятельного мастера – Томаса Гемини. Гемини (Ламберт или Лампрехтс) родился в пригороде Льежа; свое ремесло он освоил в Лувене, после чего переехал в Англию в 1540‐х гг. В Лондоне он занял положение издателя и редактора и заработал себе репутацию гравера, изготовив в своей типографии великолепно проработанные гравировальные пластины «Анатомии» Андреаса Везалия, которую он опубликовал в 1545 г. (Благодаря этому шедевру книгопечатания он удостоился ежегодного пособия от короля Генриха VIII.) Если кого-то и можно считать основателем новой и в высшей степени успешной торговли научными инструментами в Англии, так это Гемини. Он обосновался в лондонском районе Блэкфрайерс и стал заниматься гравированием карт и изготовлением математических инструментов; кроме того, будучи издателем, он имел возможность рекламировать свои изделия в своих же публикациях. Ничто так не доказывает превосходное качество его работ, как две изготовленные им великолепные астролябии, дополнительным подтверждением чему служит высокое социальное положение их владельцев. Сегодня одна из них хранится в коллекциях Музея искусств и истории в Брюсселе. Датируемая 1552 г., она сохранила гербы короля Эдуарда VI и герцога Нортумберленда. Другую изготовили для Елизаветы I в 1559 г., и на ней выгравированы герб и имя королевы. Сильнейшее влияние, оказанное Томасом Гемини на ремесленную практику изготовления инструментов в Лондоне, процветавшую в течение всего последующего столетия, особенно ярко проявилось в работах еще более искусного мастера XVI в. Хамфри Коула. Ценность экспертного опыта Коула в области металлургии подтверждалась тем фактом, что он работал на королевском монетном дворе, однако именно искусство гравировщика обеспечило ему преимущество над другими английскими мастерами (см. ил. 116). Ассортимент инструментов, выставленный им на продажу, оказался необычайно широк, и глубоким осознанием необходимости их масштабного рекламирования он был обязан не кому иному, как Гемини. Еще одним фактором роста лондонской торговли стало существование устоявшейся системы гильдий, и он сумел примкнуть к ней. Как ни странно, гильдией, в которую входило большинство изготовителей инструментов, являлась Гильдия бакалейщиков.

Безусловно, подобная ситуация наблюдалась во многих других европейских странах рассматриваемого периода, а иногда она возникала и раньше. Если не вдаваться в подробности, то существовало три важнейших стадии в развитии этого ключевого направления в истории астрономии. На первой стадии инструменты изготавливались самими учеными для их собственных нужд с минимальной поддержкой со стороны других лиц. Именно так обычно обстояли дела до XV в., а в местах, далеких от главных торговых центров, подобная ситуация сохранялась еще в течение долгого времени. Естественно, существовали обеспеченные люди (князья, церковники и богатые торговцы), способные заказывать прекрасные инструменты, как они обычно заказывали бриллианты, однако они могли осуществить это только с помощью ученых, а ответственность ремесленников распространялась на другие, не связанные с этим проекты. Затем наступил период, в ходе которого ремесленники, работавшие в специализированных цехах, стали действовать под руководством ученых (эта ситуация во многом сохранилась до сих пор). И наконец, наступил период независимости ремесленников, когда они обзавелись астрономическим знанием, достаточным для самостоятельной работы и даже для изобретения новых инструментов без посторонней помощи. Все эти три стадии, очевидно, реализовывались параллельно друг другу, и переход от одной ступени к другой осуществлялся в различных центрах в широком временном диапазоне. Начиная с XV в. и далее, Южная Германия стала особенно богата мастеровыми традициями, способными обеспечить ускоренную эволюцию торговли инструментами. Нюрнберг, Аугсбург, Ингольштадт и Ульм являлись наиболее важными центрами, в которых производство солнечных часов и других относительно простых инструментов, предназначенных либо для использования по назначению, либо в качестве декоративных элементов (что обычно практиковалось у богатых бюргеров), позволило усовершенствовать навыки тех, кто изготавливал инструменты еще более высокого качества, предназначавшиеся для княжеских дворов и находившихся у них на службе ученых. Зальцбург, Вена, Прага, Кёльн и Брауншвейг входили в число тех многочисленных городов, где искусные мастера могли легко найти себе поддержку, и то же самое справедливо в отношении Флоренции, Рима и Парижа – во всех них сохранились инструменты прекрасного качества. В общем и целом их аудиторией была уже не только узкая группа ученых, считавших себя астрономами.

116

Эта астролябия Хамфри Коула, завершенная, согласно гравированной надписи, 21 мая 1575 г., вероятно, должна расцениваться как наиболее превосходный из дошедших до нас примеров работы английского изготовителя астролябий. Она весит около 15 килограммов (и это при том, что сейчас у нее недостает по меньшей мере одного тимпана) и обладает радиусом 60 сантиметров, но отличное качество ее гравировки не может быть оценено по такой небольшой иллюстрации (наиболее тонкие деления по ее краю расположены на расстоянии менее 0,9 миллиметра друг от друга). Внутри корпуса (тарелки) находится выгравированный морской квадрат с точками, обозначающими стороны света, и греческими наименованиями соответствующих ветров, изображенных на основе диаграммы, опубликованной Геммой Фризием в 1556 г. В 1679 г. другой лондонский мастер, Джон Марк, изготовил новый тимпан для этой астролябии для широты дворца Скоун в Шотландии. С того времени она была главным образом собственностью Сент-Эндрюсского университета.

Можно насчитать порядка дюжины (или чуть меньше) центров, где работали сотни мастеров, чья продукция сохранилась по сей день – солнечные часы, инструменты для измерения времени ночью, теодолиты, секторы, армиллы, астролябии, экваториалы и краткие астрономические руководства. В силу ограничений, налагаемых объемом книги, мы, очевидно, не располагаем возможностью должным образом охарактеризовать это масштабное европейское явление ни научно, ни экономически; однако, на наш взгляд, было бы целесообразно высказать несколько самых широких обобщений. Почти все ранние производители украшали свои инструменты искусными узорами, не имевшими прямого отношения к их научным целям. Эта тенденция, более очевидная в одних центрах и менее очевидная в других, часто создавала препятствия для оценки их научного достоинства. Например, в конце XVI в. Эразм Габермель изготовил астролябию, на первый взгляд, казавшуюся очень качественной, умеренно декорированной, однако она содержала ряд концептуальных ошибок, существенным образом ограничивавших ее астрономическую ценность. С другой стороны, можно найти немецких и парижских производителей, старавшихся угодить запросам своих заказчиков на барочную орнаментацию, и упустить из внимания тот факт, что зачастую вся эта мишура скрывала под собой прекрасно градуированные инструменты. В целом лондонские производители следовали более строгим канонам, чем их континентальные партнеры, и их сосредоточенность на достижении высокой точности принесла свои дивиденды в XVII в.; и особенно – в XVIII в., когда Лондон стал господствующим центром производства точных инструментов.

117

Конструкция экваториальной монтировки для секстанта, приводимая в движение часовым механизмом. Тяжелая гиря (под часовым механизмом слева) движет полярный вал при помощи винта, в то время как маятниковый регулятор хода (изобретенный незадолго до этого Христианом Гюйгенсом) регулирует это движение. Этот рисунок опубликован Робертом Гуком в его произведении «Критика первой части Небесной машины… Яна Гевелия» (1674), но саму конструкцию он так и не построил.

В точности так же как это было столетием ранее в Нюрнберге и других немецких центрах, лондонское производство точных часов шло параллельным курсом с изготовлением точных научных инструментов. Астрономия, не стоит об этом забывать, продолжала оставаться главным арбитром в вопросах измерения времени. Но верно и обратное: можно перечислить множество случаев, когда практика изготовления часов приходила на выручку астрономии. Если перейти из мира коммерции в мир идей, то следует хотя бы в двух словах упомянуть об одном очень важном примере. Ни один человек, имевший опыт работы с телескопом (а также любым другим визирным или измерительным инструментом), не станет отрицать той роли, которую играют устройства, приводящие инструмент в движение, точно соответствующее суточному вращению неба. Похоже, что Роберт Гук был первым, кто разработал одну из возможных конструкций такого «часового механизма», предназначавшегося в его случае для секстанта на параллактической монтировке. (Он опубликовал его в 1674 г.; см. ил. 117.) Вскоре после этого первый королевский астроном Джон Флемстид смонтировал экваториальную часть этой схемы в Гринвиче, но с ручным, а не часовым приводом. Безусловно, со временем часовой механизм стал фактически неотъемлемой частью любого большого телескопа, хотя, судя по всему, его успешное применение оказалось возможным только после того, как этим вопросом занялся Джеймс Брэдли.

Но вернемся к Региомонтану – ученому, не гнушавшемуся рассматривать реальный мир в его связи с астрономическими теориями: его «Таблицы направлений», составленные в 1467 г. во время пребывания в Венгрии, не были исключительно астрономическими. Они включали таблицы, предназначенные для астрологических целей, в частности для расчета граничных точек двенадцати «домов». Понятие «дом» часто употреблялось для обозначения 30-градусных знаков зодиака – Овна, Тельца, Близнецов и т. д., – где планеты, согласно предположениям астрологов, обретали свои дома, свои места проживания. Кроме того, они использовались для другого способа деления зодиака, зависящего от времени суток и места, откуда производилось наблюдение неба. Об этом делении Птолемей странным образом умолчал, хотя в разные периоды времени ему (ошибочно) приписывались по меньшей мере пять различных методов осуществления такого деления. Обычно (но не всегда) деление начиналось с асцендента – точки зодиака (эклиптики) в месте пересечения ее с восточным горизонтом. Затем дома нумеровались в направлении увеличения долготы, то есть в сторону первых шести знаков, уходивших под горизонт. В данном случае нас не интересуют детали, но необходимо подчеркнуть, что во многих из восьми (или больше) довольно сильно отличавшихся друг от друга методов осуществления деления было довольно сложно применить эту процедуру в эпоху, предшествовавшую появлению электронно-вычислительной техники. Астролябия могла облегчить жизнь астрономов, но ее точности не хватало для того, чтобы произвести скрупулезный расчет. Между тем количество времени и сил, затрачиваемое на расчет планетных положений в астрологических целях, доказывает исключительную серьезность, с которой астрологи подходили к решению своих задач. Известны времена, когда астрология была не просто циничным способом добывания денег или стяжания власти, но представляла собой сложное, дерзкое и вполне самостоятельное интеллектуальное предприятие.

Зачастую различные методы осуществления деления назывались именами отдельных людей, и здесь опять печатное слово вносило некоторую неопределенность в то, какой астроном разработал тот или иной метод. Например, имя Региомонтана стало ассоциироваться с методом, относившимся к временам по меньшей мере ал-Джайяни и Абд ар-Рахман ал-Гафики. На деле, в астролябии, изображенной на ил. 116, использовался именно этот метод. (Деление осуществлено посредством линий, радиально исходящих из некой точки горизонта, расположенной непосредственно под центром.) Вслед за Региомонтаном немецкие астрономы стали называть его «рациональным» методом, что стало причиной определенного недовольства, выказанного французским астрономом Оронсом Фине, весьма неучтиво отзывавшимся о «нашем Региомонтане» во время публичных дискуссий. Итальянец Кардано обвинял его в плагиате, заимствовании у Авраама ибн Эзры. Итальянцы обычно отдавали предпочтение «методу Кампано из Новары», но и здесь допущена историческая ошибка. Вся история этих сложных технических приемов преисполнена ложными интерпретациями, особенно касающимися их авторства. Но что действительно заслуживает внимания, так это то, как много они значили для астрономов XVI в., обучение которых отягчалось некой разновидностью застарелого национализма, вынуждавшего относиться враждебно ко всему, что было сделано в предыдущие столетия. Однако, повторим еще раз, благодаря власти печатного слова «метод Региомонтана» медленно, но верно приобретал все более широкое международное признание.

Астрология, служившая побудительным мотивом для столь многих лучших астрономов, попала в своеобразное заточение на западе романского мира. С одной стороны, накопленные ею доктрины, многие из которых откровенно противоречили друг другу, зачастую ассоциировались с неким подобием некритичного поклонения, обычно считавшегося прерогативой работ религиозного содержания. С другой стороны, изучение аристотелевской философии в западных университетах в эпоху позднего Средневековья провоцировало ученых на рационализацию астрологических сочинений. Сохранились древние тексты – Манилия, Веттия Валента(несмотря на свое латинское имя, он на самом деле был родом из Антиохии) и Птолемея. Они написаны до того, как этот предмет начал застывать в своих границах, и именно Птолемей особенно стремился к тому, чтобы сделать астрологию частью всеобъемлющей рациональной системы описания физического мира. Она была замешана на полурационализированных магических представлениях и содержала в себе признаки того, что ее все еще следовало рассматривать как эмпирическую науку. Например, сочинения Гиппократа в области медицины содержали множество фрагментов о применении астрологии в медицине (ятроматематика), в которых человеческое тело считалось подверженным влиянию и находилось под покровительством различных частей зодиака и планет (ил. 118). В данном случае логика рассуждений сводилась к обнаружению во всей этой совокупности взаимных соответствий, для чего обычно использовался принцип аналогий. Например, Птолемей описывал Сатурн как нечто, обладающее холодными и сухими качествами, поскольку он находится на наибольшем расстоянии от теплоты Солнца и влажности, выделяемой Землей. В его «Тетрабиблосе» приведено множество подобных аналогий, и некоторые схоласты пытались внедрить их в «философскую» традицию.

118

Ксилография распространенного типа изображений, известных под названием Зодиакальный Человек, связывающего части тела со знаками зодиака в целях медицинской диагностики и лечения. Иллюстрация взята из итальянского перевода книги «Основные сведения по медицине» («Fasciculus medicinae» [1493]) Иоганна фон Кирххайма, осуществленного Себастьяно Манилио.

Мы уже рассматривали, как арабы VIII и IX вв. начали процесс собирания греческих, персидских, сирийских и индийских астрологических материалов. Это происходило не без сопротивления многих других сплоченных групп. Величайшие исламские философы и теологи ал-Фараби, Авиценна, Аверроэс и Ибн Халдун – все, как один, в той или иной мере противостояли астрологии, зачастую воспроизводя ее доводы, например о судьбе, предопределенности и ответственности за свои поступки, сильно напоминавшие те, что использовались их многочисленными противниками в ранний период истории христианской церкви. С другой стороны, Машаллах, писатель-энциклопедист ал-Кинди, его ученик Абу Машар и ал-Кабиси были хорошими астрономами, писавшими об астрологии в назидательном ключе, что очень хорошо соответствовало западному схоластическому вкусу.

Этот предмет считался особенно опасным для истинной духовности, когда он приобретал форму магии и демонологии. Однако и для этого ал-Кинди попытался разработать рациональные физические основания, но его книга «О лучах» считалась в респектабельных христианских кругах довольно маргинальной. Ее многократно копировали и несомненно читали на Западе. В XII в. обитатели Запада даже научились извлекать некоторые элементы аристотелевской физики из астрологии Абу Машара, но вскоре там появились полные версии сочинений Аристотеля. Одним из влиятельных астрологов того же периода был Авраам ибн Эзра, с которым мы уже знакомились и чьи работы довольно быстро стали доступны на еврейском, латинском, каталонском и французском языках. Трактаты Хендрика Бате, написанные в 1280‐х гг., продолжили и укрепили популярную еврейско-латинскую традицию.

XII в. стал свидетелем наплыва арабских астрологических текстов, достигших, наконец, латиноязычных читателей, и вскоре их переработали в более привычные литературные формы. Иоанн Севильский не только переводил их с арабского, но и написал очень ценный обзор под названием «Краткое изложение всех астрологий». Сочинения подобного рода продолжали составляться, достигая порою немыслимого объема: к числу двух наиболее известных можно отнести труды Гвидо Бонатти (не позже 1261 г.) и Джона Эшендена (1347–1348). Английский перевод Бонатти 1676 г. (появившийся всего лишь за десять лет до «Начал» Ньютона) и частые отсылки к Эшендену, наблюдаемые в конце того же столетия, свидетельствуют о пиетете, соблюдаемом в отношении этих работ. Медицинская астрология Уильяма Англичанина и генеральный компендиум Леопольда Австрийского принадлежат к числу наиболее известных сочинений XIII в. В XIV в. мы обнаруживаем, что эта тема начинает порождать огромное количество новой литературы, в которой старым идеям придается местечковый колорит. Такие итальянские авторы, как Пьетро д’ Абано, Чекко д’ Асколи и Андало ди Негро, были в большом почете, но для большинства университетских ученых арабские авторы продолжали оставаться «классикой». Вероятно, само наличие очевидной культурной дистанции оказывало на их взгляды какое-то магическое воздействие.

В астрологии разрабатывались строгие метеорологические зависимости. Существовало множество текстов, посвященных астрологическому «прогнозированию времен» (сравните с французским словом temps, означающим «погоду»), и мы уже упоминали о тексте, написанном Ричардом Уоллингфордским. Когда к этому подключился оксфордский ученый Уильям Мерл, он привнес туда множество других факторов, и его эмпирические воззрения находили полное подтверждение в его журнале погодных наблюдений, охватывавшем период с января 1337 г. по январь 1344 г. Безусловно, не все эти записи велись по тем критериям, которые мы привыкли употреблять сегодня. Ученый XIV в. выстраивал отношения, связывающие погоду с астрономическими событиями, но это не дает нам оснований проявлять высокомерие. Основным предметом внимания в данном случае являлась погода, и в большинстве наук того времени сложно найти сопоставимый уровень эмпиризма.

Мы уже видели, что, согласно Аристотелю, кометы представляли собой метеорологические явления. Многие тщательно составленные свидетельства, дошедшие до нас со Средних веков, касались наблюдений комет и включали в себя их классификации по положению, цвету и т. п. И снова главный интерес проявлялся не в отношении комет, как таковых, а в том, какие бедствия они сулили. Чтобы понять, насколько глубоко были укоренены предубеждения, лежавшие в основе такого вопроса, как: «Почему кометы предвещают смерть правителей и войну», рассмотрим ответ, приведенный таким рациональным мыслителем, как Альберт Великий: кометы связаны с Марсом, а Марс – это причина войн и уничтожения людей. В рассуждениях подобного рода сложно обнаружить какую-либо логику.

Грандиозная эпидемия чумы – Черная Смерть – конца 1340‐х гг., долгие войны между Англией и Францией, страх перед пришествием Антихриста, бытующий и по сей день, ереси гуситов, а позже протестантский раскол церкви – все это способствовало тому, чтобы астрономы обратили свое внимание к астрологии особого типа, способной предсказывать рождение и падение царств и религиозных сект на основе определенных моделей того, как происходят соединения таких планет, как Сатурн, Юпитер и, возможно, Марс. (Кратким пояснением тому может служить ил. 136, приведенная в главе 12.) Чосер отработал эту тему в своей великой поэме «Троил и Крессида», внеся, как он делал это и ранее, скрытое смысловое измерение с помощью тщательно просчитанных астрономических и астрологических аллюзий. Многие другие английские поэты пытались подражать его стилю, однако ни один из них не обладал его мастерством иносказания. На более обыденном уровне вся европейская литература постепенно окрашивалась колоритными космическими метафорами и сравнениями. Некоторые писатели, воспроизводившие древнюю традицию «Сна Сципиона» Цицерона и Макробия, после Коперника использовали эту литературную форму, чтобы аргументировать возможность существования гелиоцентрического мира. Литераторы поскромнее, стремившиеся к украшению своих произведений более традиционной астрономией и астрологией, продолжали ублажать свою публику в том же духе. Вполне характерным примером являются такие типичные представители XVI в., как Жак Пелетье и Пьер де Ронсар.

Считается общепризнанным, что Шекспир использовал аллюзии, связанные с небом, пусть даже и без должного понимания их прежнего астрологического предназначения. Ромео и Джульетта, эти «две самые прекрасные звезды»4, стали жертвой несовместимости своих гороскопов. В этом произведении присутствует много аллюзий подобного рода, хотя вопрос о том, в какой мере им было присуще глубокое структурное соответствие, продолжает дебатироваться по сей день. И не Шекспир ли сказал устами Кассия (обращавшегося к Бруту): «Не в звездах, нет, а в нас самих ищи причину, что ничтожны мы и слабы»?5 Какой бы ответ мы ни получили, отзвуки астрологии в высокой литературе времен Шекспира становились все более слабыми. Позже, в XVII в., в «Потерянном рае» Джона Мильтона, похоже, начинает разыгрываться нечто подобное ранее произошедшему, но это была уже не астрология; и при ближайшем рассмотрении становится ясно: Мильтон пытался приложить руку к модифицированию стандартной астрономической системы своего времени. Спустя некоторое время астролог становится в литературе и вовсе комическим персонажем, и даже Калифорния 1960‐х гг. не смогла исправить эту ситуацию. Сегодня искусство ставить астрономию или астрологию на службу поэтическому жанру можно считать фактически утраченным, хотя, как известно читателям Алджернона Чарльза Суинберна, «астролябия» (astrolabe) является одним из немногих слов, рифмуемых в английском языке со словом «ребенок» (babe).

Тот, кто глубоко изучал астрологию Средних веков, неизбежно сталкивался с тремя важнейшими вопросами: во-первых, насколько декларируемая весомость астрологических предсказаний реально принималась в расчет; во-вторых, смогли ли люди сделать из астрологии работающий научный инструмент; и в-третьих, насколько легально существовала эта наука. Нужно сказать, что лишь немногие ученые не испытывают стеснения, отвечая «да» на первые два вопроса, а остальные спешат пройти мимо них, скорее приступая к третьему.

Николай Орем – самый интересный автор, высказывавшийся против астрологии с позиций научного ригоризма. Он родился в Нормандии в 1320 г., и после обучения в Париже стал наперсником будущего короля Карла V, когда тот был еще дофином Франции. Умер Николай в сане епископа Лизье. Его представления о космосе можно назвать, в некотором смысле, механистическими (например, он часто использовал метафору, уподобляющую космос механическим часам), и все же у него не хватило решимости порвать с аристотелевским представлением о делении мира на две космические зоны – надлунную и подлунную. Он продолжал рассуждать о сферах, движимых сущностями в аристотелевском духе. (Его университетский наставник Жан Буридан учил, что Бог подтолкнул сферы в момент Творения, и именно это позволяет им сохранять свое движение в течение неопределенно долгого времени.) Когда Орем выступал против астрологии, он имел в виду невозможность объяснения событий земного мира. По его мнению, они обусловливаются только естественными причинами, а не небесным влиянием. Однако он был слишком глубоко погружен в культуру своей эпохи, чтобы соблюдать строгую последовательность в своем критицизме. В принципе, как он полагал, качества звезд, знаки зодиака, градусы и т. п. вполне поддаются изучению. Можно совершать предсказания на основе великих соединений, но только в самом общем виде, а не в подробностях. То же самое касается погоды, хотя крестьяне и моряки, считал он, заслуживают в этом вопросе большего доверия. Орем думал, что медицинские предсказания в гораздо большей степени обусловливаются Солнцем и Луной, а не планетами. Однако здесь мы затрагиваем вопрос о том, что он понимал под Природой. В итоге он разделил астрологию на три области, каждая из которых соотносилась с Фортуной. Составление гороскопов по дате рождения, запрос на осуществимость того или иного события и выбор благоприятного момента для осуществления какого-либо действия – все это так или иначе связано со свободой человеческой воли, а потому должно было быть отвергнуто.

Взгляды Орема на сложившуюся ситуацию разделяли многие более глубокие мыслители того времени. Они не являлись чем-то особенно новым, но задавали четкое разграничение, часто ошибочно интерпретируемое. Зачастую мы полагаем, что в Средние века, равно как в предыдущие столетия, астрология и астрономия были примерно одним и тем же. На самом деле, существовало три астрологии – математическая, которую многие привыкли называть астрономией; натуральная, близкая по типу к физике; и духовная. Орем провел между ними четкие разграничительные линии.

Орем сверкнул лучом рациональности в Средние века, однако было бы ошибкой полагать, что это типичная ситуация для того времени. Гораздо более авторитетное руководство для общераспространенных мнений о том, что такое небо, – и народных, и даже научных – можно обнаружить, изучая наследие наиболее часто копировавшейся и печатавшейся астрологической литературы. Появление печати не только открыло шлюзы для восполнения растущего спроса на астрологию, но и помогло создать ее. Сразу же после того как появилась возможность печатать альманахи, они начали играть важную роль в жизни полуобразованного европейского населения, что благополучно продолжилось вплоть до XX в. Альманахи публиковались в самых разных формах и вели свое происхождение от двух традиций – зиджей и церковных календарей, о которых мы писали в предыдущих главах. Слово «альманах», использовавшееся в латинском написании в большинстве национальных языков, было нестандартным для арабского языка, несмотря на его внешнюю фонетическую оболочку, но вполне могло появиться в мусульманской Испании. Оно часто использовалось в календарях, если те включали в себя астрономические данные, вне зависимости от того, шла ли речь только о лунных фазах или о чем-то более детальном. В XVI в., когда стали востребованы ежегодники с астрономической и астрологической информацией, а впоследствии и с астрологическими прогнозами, особенно в том, что касалось погоды, популярность альманахов резко возросла. Общая структура была задана «Календарем» и «Эфемеридами» Региомонтана, о которых мы уже упоминали на с. 383. Они включали предвычисленные им положения планет и другие астрономические события. После его смерти они нашли свое продолжение, что позволило сохраниться средневековому календарному стилю вплоть до Высокого Средневековья.

Альманахи имели особенную популярность в Германии и Нидерландах, где они иногда публиковались в виде плакатов, но чаще – в брошюрах. Первые печатные английские альманахи появились около 1500 г., вскоре после этого они стали чрезвычайно многочисленны, и вплоть до конца XVI в. большинство из них являлось переводом с оригиналов, изданных в континентальной Европе. В 1603 г. Яков I даровал монополию на издание альманахов, молитвенников и псалтырей одной акционерной компании, что позволило ей получить огромные прибыли, несмотря на пиратство со стороны конкурентов. Некоторые полагают, что к концу XVII в. только в одной Англии было продано 400 000 экземпляров ежегодников. Для малообразованных людей они зачастую являлись всего лишь купленным печатным материалом, но эти ежегодники помогали в распространении элементарного медицинского знания, а во время революционного периода использовались для религиозной и политической пропаганды. Если что-то и не нуждается в доказательстве, так это чрезвычайно высокая степень наполненности альманахов астрологическим материалом – информация о ярких звездах, кометах, предсказания и пророчества, редкие уродства, болезни и эпидемии, а также базовые астрономические сведения. Большинство из них содержало (в начале или в конце основного текста календаря) диаграмму, известную под названием «зодиакальный человек» (одна из таких диаграмм изображена на ил. 118), связывавшую части анатомии человека со знаками зодиака. Обычно она использовалась для того, чтобы указать, из каких частей тела нельзя совершать кровопускание, если Луна находится в соответствующем знаке. Здесь на более низком бытовом уровне и в очевидной для всех символической форме проявляла себя греческая доктрина параллелизма между микрокосмом и макрокосмом – человечеством и мирозданием.

XVII в. стал свидетелем постепенного отделения ненаучного материала от собственно астрономического – того, который до сих пор используется в виде эфемерид. Название «Морской астрономический ежегодник» впервые применил королевский астрономом Невил Маскелайн, когда начал публиковать ежегодные таблицы, предназначавшиеся как для астрономов, так и для навигаторов. Первое его издание появилось в 1767 г. В результате укрепления сотрудничества между Гринвичем и США, начавшегося в 1960 г., это издание было объединено с «Американскими эфемеридами» и получило название «Астрономические эфемериды». Эти таблицы обладали устойчивой структурой и содержали только самую необходимую информацию, а общие инструкции по их применению издавались время от времени в виде приложения к ним. В итоге этот материал был объединен с парижским (где его эквивалентом являлось издание «Connaissance des Temps»), с гейдельбергским (где издавались «Astronomisch-geodätisches Jahrbuch») и с материалом нескольких других национальных обсерваторий.

Старые псевдоастрологические подходы отнюдь не исчезли и продолжают благоденствовать в таких хорошо известных изданиях, как «Фермерский альманах» и «Альманах старого Мура», и даже зодиакальный человек не сдал своих позиций и время от времени появляется в некоторых из них. Высоко ценимый британский «Альманах Вайтекера» все еще несет в себе следы своих предшественников в области календарных расчетов с соответствующим зодиакальным оформлением. Что касается старых церковных календарей, то и они сохранились благодаря регулярному изданию церковных ежедневников. Количество накопившихся в них ошибок – неисчислимо. В 1851 г. математик Огастес де Морган из «безбожного» университетского колледжа в Лондоне оказал неоценимую услугу этим сообществам, а также историкам, составив набор из тридцати пяти возможных вариантов альманахов простейшего типа. На самом деле, схема де Моргана включала элементы, отсылающие к неким «лунно-буквенным таблицам», которые использовал Беда Достопочтенный. Как говорил Беда, они предназначались для тех, кто был слишком ленив или слишком бестолков для самостоятельных вычислений. Сегодня примерно такую же функцию выполняют компьютерные программы. Для достижения полного понимания мы можем применить их даже к таблицам самого Беды, осуществив обратный отсчет вплоть до календаря Виллиброрда, датируемого не позднее 717 г. Не так-то просто стряхнуть с себя собственное прошлое.

Гуманизм времен Ренессанса – интеллектуальное движение, в которое оказался вовлечен Региомонтан, – с самого момента своего возникновения в Италии XIV в. не слишком благоволил естественным наукам. Итальянский ученый Петрарка, часто рассматривавшийся как отец-основатель гуманизма, высмеивал оксфордских логиков, прославившихся впоследствии на всю Европу; в их трудах было посеяно множество семян, из которых впоследствии произросла научная революция. Повсюду воцарился педантский литературный стиль, нацеленный на отрицание средневековых версий классических трактатов. Однако гуманизм всерьез относился к таким вопросам, как место человека в истории и в природе. Многие гуманисты заигрывали с астрологией, хотя эта привязанность редко оставалась долговечной. Это частично объясняет, почему возрождение классических исследований легко сочеталось с астрономией, высоко ценимой многими из тех, кто не имел истинного представления о ней – об этом свидетельствуют, в частности, отношения между Виссарионом и Региомонтаном. При этом многие гуманисты не скрывали своего враждебного отношения к астрологии. К числу двух наиболее известных из них можно отнести Марсилио Фичино и его младшего современника (но, определенно, не ученика) Джованни Пико делла Мирандолу.

Марсилио Фичино – сын врача Козимо I Медичи, герцога Флоренции и великого герцога Тосканы, чья династия покровительствовала Марсилио в течение трех поколений. Поскольку он был признанным философом, теологом, астрологом и магом, в 1462 г. Козимо назначил его главой Платоновской академии во Флоренции. В 1460‐х гг. он подпал под влияние герметизма и всецело освоил традиционную астрологию; он относился к ней очень серьезно и разработал собственный вариант ее использования. Довольно сложно описать в двух словах стиль мышления человека, написавшего столь много самых разноплановых сочинений, однако можно с уверенностью сказать, что он верил в некое взаимодействие Бога с людьми на духовном уровне, а небо является посредником этого взаимодействия. Его новая астрология не загромождена большим количеством строгих правил, но он пытался применить ее к наиболее примечательным эпизодам своей жизни, в числе которых отметим публикацию осуществленного им перевода Платона (что действительно обладало высокой ценностью) и совместное посещение Флоренции с Пико делла Мирандолой. По этому случаю Фичино предложили перевести Плотина. Его произведения, несомненно, стали событием в истории научной мысли. Хорошо известно, что он интерпретировал это событие в категориях символики Сатурна и Юпитера в манере, очень схожей с жестко критикуемой им у других авторов. Это только одна из многих разновидностей внутренней разноречивости сочинений Фичино, в течение долгого времени приводившая в замешательство его поклонников. Его взгляды на мир постепенно менялись. Фичино был хорошо знаком не только с астрологией, но и с ее наиболее известными противниками, начиная с Августина. Он подпал под влияние Савонаролы, печально известного доминиканского монаха, священника и великомученика 1470‐х гг., и в 1477 г. его посвятили в духовный сан, после чего он стал каноником Флорентийского собора. Именно в этот год он написал работу, в которой подверг уничтожительной критике астрологическую практику, обрушившись на ее зависимость от метафор и сравнений, а также склонность к произвольным трактовкам; несмотря на это, всего лишь год спустя в письме к папе Сиксту IV он делает несколько политических прогнозов с опорой на астрологию. В работе от 1489 г., познакомившись с увесистым трактатом Пико делла Мирандолы, направленным против астрологии, он еще раз меняет свои убеждения, выражая согласие с Пико, и делает слабую попытку согласовать его со взглядами, изложенными им в предыдущих сочинениях.

Уже в XVI в. были предприняты попытки оправдать его странное поведение неуравновешенным психическим состоянием, и с того времени множество альтернативных объяснений, предлагаемых людьми, изучавшими гуманизм, мало-помалу росло. Нет никаких сомнений в наличии у него проблем с религиозной ортодоксией, но если полагать, что он ходил по краю пропасти, то Джованни Пико делла Мирандола находился еще ближе к этому краю. Пико родился в 1463 г., он был отпрыском знатного ломбардийского рода и уже с самого детства отличался высокой эрудицией. Воспитанный в духе возрожденной греческой традиции, он, кроме того, усвоил от своего еврейского учителя знание древнееврейского и арабского языков, поэтому он хорошо знал еврейскую философию и таких арабских авторов, как Аверроэс. В 1486 г. Пико произвел фурор публикацией перечня из девятисот тезисов. Он похвалялся, демонстрируя готовность защищать их публично в открытом состязании. Папская комиссия сразу же отнесла некоторые из них к еретическим, и ему пришлось бежать во Францию. Там Пико арестовали, но благодаря ходатайству его высоких покровителей он вернулся в Италию и поселился во Флоренции, находясь под защитой Лоренцо Медичи. Здесь он написал, среди прочих вещей, двенадцать книг «Рассуждений против прорицающей астрологии» – свою наиболее объемную работу. Тема, сегодня широко признаваемая центральной для всех его сочинений, связана с вопросом о достоинстве и свободе человека, и в «Рассуждениях» ей отведено особое место. Он признавал влияние звезд, которое они могли оказывать посредством таких физических воздействий, как свет и тепло, но отказывался принимать их оккультное влияние. И все же он являлся горячим сторонником герметизма, защитником иудейского каббализма и верил в существование такой вещи, как первичный источник божественной мудрости. Он полагал, что, обладая свободным духом, мы не можем испытывать влияния со стороны звезд, поскольку они представляют собой тела более низкой природы. В каком-то смысле это было уступкой, но она позволила ему обрести более прочные позиции в том опасном положении, в котором он находился. Он умер в достаточно раннем возрасте, в 1494 г., и не застал Савонаролу на пике его славы и последовавшей за этим казни, когда его сначала повесили, а затем сожгли на костре в 1498 г.

Возражения Пико против астрологии отличались количеством и многословностью, но, как и в случае с Фичино, в них было очень мало того, что можно назвать по-настоящему оригинальным. Ни тот ни другой не исходили из астрономических предпосылок и, более того, не демонстрировали компетентность в астрономии как таковой. Оба могли допускать существование какого-то не вполне понятного небесного влияния, и причины, по которым они отвергали астрологию, не похожи на наши. Пико предпочел избрать в качестве главного мотива своих сочинений защиту Церкви, и это служит хорошим объяснением внимательному изучению его выпадов (как и нападок Фичино) в течение многих десятилетий и даже столетий. Более веской причиной, возможно, было просто то, что оба они прославились как философы. Так или иначе, и тот и другой повлияли на отношение к астрономии в образованных кругах самим фактом своего противодействия астрологии, несмотря на то что цитировали их гораздо чаще, чем читали. Джованни Доменико Кассини, один из величайших представителей знатного семейства астрономов, оставил упоминание об огромном влиянии на него работы Пико, заставившей его оставить астрологию и обратиться к астрономии. Астрологи относились к этим авторам с опаской. Когда доминиканский монах Томмазо Кампанелла писал, что, несмотря на отнесение многими его работы «Астрологика» к классической астрологии, он всячески пытался указать на следующее: она посвящена исключительно «физической астрологии», как это называл Пико, и в ней он тщательно вычистил «суеверную астрологию арабов и евреев». Кроме того, обычно разделение такого рода производилось между «естественной магией», включавшей в себя разделы, которые мы сегодня назвали бы физическими науками, и ее оккультными, сатанинскими и прочими духовно неприемлемыми альтернативами, сегодня объединенными общим термином «магия».

Развернувшиеся примерно в тот же период дебаты по поводу магии и астрологии неожиданно привели к интересным выводам психологического характера, многие из которых можно извлечь из работ Авиценны, самого известного средневекового арабского философа. Естественная магия, как предполагалось, обладает набором вполне реальных, хотя, на первый взгляд, чудодейственных приемов, использующих в качестве посредника истинную веру и воображение. Здесь-то и начинали играть свою роль звезды. Как говорил Пико, «для того чтобы сотворить магию, нужно всего лишь обручиться со Вселенной», под чем понималась некая форма физического союза. Во многих арабских текстах выдвигалась в точности такая же идея, но она не всегда доводилась до логического завершения. Некоторые авторы, как, например, Ибн Хальдун, полагали, что самые наши потаенные мысли столь же недосягаемы, как звезды. Восприятие людей слишком зависит от выводов, льстящих их самолюбию. Примерно в 1490 г. Галеотто Марцио да Нарни попытался защитить астрологию от нападок Аверроэса, использовав аргументы Авиценны. Авиценна говорил, что человеческая душа обладает властью менять положение вещей посредством горячего устремления. Сильное индивидуальное желание, также полагал он, может быть средством оказания влияния на жизни людей, которые, по мнению Авиценны, в момент своего рождения находились под влиянием определенных звезд. Вера способна сдвинуть гору, и воздействие истинной веры, настаивал Галеотто, гораздо сильнее всех инструментов и лекарств. Другие шли еще дальше и расценивали саму речевую деятельность как наиболее безобидное орудие естественной магии. Хотя уровень скептицизма превышал все мыслимые пределы, справедливо будет заметить, что большинство ученых испытали неподдельную радость, когда сумели обнаружить этот новый способ отстаивания старых ортодоксальных взглядов. Астрология отказалась от перспектив почить в бозе.

Примерно в это же время ренессансный гуманизм начал стремительно распространяться за пределами Италии. С астрономической точки зрения ценность новых греческих переводов была слегка преувеличена. Некоторые из них, например отрывки из Гемина о небесной сфере, переведенные Томасом Линакром, вызывают лишь исторический или литературный интерес. (Они опубликованы в 1499 г., Линакр ошибочно приписывал их авторство Проклу.) С другой стороны, вывеска иногда берет верх над содержимым. Когда в Оксфорде для поощрения подобного рода исследований был специально основан Колледж Корпус Кристи, то в нем предусматривалось преподавание астрономии. Среди гуманистов не оказалось никого, кто обладал бы достаточной компетенцией для этого. Выбор пал на Николая Кратцера, который, как и его друг и соотечественник художник Ганс Гольбейн, служил при дворе Генриха VIII и был на короткой ноге с учеными-гуманистами.

Дворцовое окружение часто благоприятствовало появлению чего-нибудь иностранного, экзотичного, и когда отец упомянутого короля Генрих VII принял на службу астролога, он сделал выбор в пользу итальянца Уильяма Паррона. Выдающийся английский гуманист и канцлер Генриха VIII Томас Мор часто выражал свое отвращение к астрологии, хотя дружил с Кратцером и даже являлся одно время его патроном. В этот период царило общее убеждение, что благодаря привлечению иностранных ученых (особенно из Италии) окажется возможным возвысить все науки, а связь с греками создаст условия для их дальнейшего развития. Например, в письме Эразму от одного из его учеников, датируемом 1517 г., Кратцер описывается как искусный математик, привезший с собой астролябии, армиллярные сферы и греческую книгу. Это служило для него чем-то вроде пропуска, хотя сам он, скорее всего, не знал ни одного греческого автора. Когда Кратцер установил в Оксфорде солнечные часы, их должным образом оценил один из его коллег, написавший по этому поводу стихотворение на прекрасной неоклассической латыни. Средневековая астрономия была слегка принаряжена, но все изменения касались только ее внешней формы. Несмотря на большое количество друзей-гуманистов, взгляды Кратцера на астрономию не содержали ничего из того, что могло бы обозначить разрыв со Средними веками. Он довольно хорошо разбирался в фундаментальной сферической астрономии, о чем мы можем заключить по наиболее известному полотну Гольбейна «Послы». Картина содержала так много скрытых астрономических и астрологических намеков, что вряд ли Гольбейн мог разработать ее план самостоятельно. Она написана для молодого французского посла при дворе Генриха VIII Жана де Дентевиля, на которой тот изображен со своим молодым другом Жоржем де Сельвом, епископом Лавора. Для знающего человека она представляла собой аллегорию на Страстную пятницу 1533 г. Ее наиболее очевидной особенностью является искаженное изображение черепа на переднем плане. Если посмотреть на него с точно подобранной позиции, то можно увидеть его правильное изображение. Если же посмотреть снизу под таким же углом, как до этого смотрели сверху (этот угол в точности соответствует углу Солнца в момент времени, зафиксированный на картине), то при старании можно рассмотреть небольшую полускрытую фигурку распятого Христа.

На картине имеется много других потаенных схем, но она не менее памятна тем, что в ее центре изображен двухъярусный стол, на котором размещены разнообразные астрономические, географические, арифметические и музыкальные предметы. На верхнем ярусе мы видим небесный глобус, цилиндрические солнечные часы, солнечный инструмент редкого типа, скорее всего изобретенный самим Кратцером, и наполовину скрытый за ним деревянный квадрант. Там же имеются полиэдрические солнечные часы (с различными шкалами на разных гранях), а также торкветум. На нижнем ярусе расположены земной глобус с рукоятью, томик арифметики с чертежным треугольником и циркулем, лютня, несколько флейт и псалтырь. Эти предметы иллюстрируют четыре из семи свободных искусств, изучаемых на факультетах искусств во всех европейских университетах того времени. Картина может служить напоминанием о том, что учебная программа в области университетских искусств была крайне важна для поддержания астрономии во времена, когда она постепенно теряла свое влияние в других местах.

Одним из необычных последствий нового литературного подхода ко всему, что исходило из Греции, стало возрождение интереса к доктрине гомоцентрических сфер. Как принято считать, первую корректную реконструкцию гомоцентрической модели планетного движения Евдокса, дошедшей до нас через «Метафизику» Аристотеля и комментарии Симпликия к аристотелевскому «О небе», осуществил Скиапарелли в XIX в. На самом деле, уже арабские астрономы, начиная по меньшей мере с Ибрахима ибн Синана (X в.), хорошо ее знали и понимали многие ее особенности; кроме того, она была довольно подробно изложена в «Астрономии» Леви бен Гершома в XIV в. Однако на романском Западе, если не учитывать нескольких коротких фрагментов из переводов арабских авторов, она почти не привлекала внимания вплоть до Региомонтана, занявшегося ею в XV в., а также Амико и Фракасторо – в XVI в. В «Кратком изложении» нет и намека на проявление интереса Региомонтаном к гомоцентрической системе, однако в своей переписке с Джованни Бьянкини и в нескольких других сочинениях 1460‐х гг. он довольно ясно дает понять, что старательно пытался разработать не эпициклическую систему сходного вида. Как следует из его сообщения, он еще не составил схему для планет, но собирается сделать это. Все это представляет нам Региомонтана как человека, глубоко интересующегося космологическими вопросами, – натурфилософа, а не просто геометра, как можно было бы заключить из его наиболее известных сочинений.

Джироламо Фракасторо обычно причисляют к тем, кто, на первый взгляд, относился к совершенно другому лагерю. Он был врачом и философом, предрасположенным к астрологии, обучался в университете Падуи, где в 1501 г. познакомился с Коперником, зачисленным в это же время на медицинский факультет. Фракасторо снискал известность благодаря своей очень длинной эпической поэме, написанной с величайшим изяществом на классическом латинском языке и посвященной крайне малоприятной теме – «Сифилис, или французская болезнь». (Первый черновой вариант поэмы он закончил в 1521 г.) Эта болезнь, как считалось, была напущена на молодого пастуха Сифило богом Солнца, которому тот не хотел поклоняться. Фракасторо верил в общепринятую доктрину – тройное соединение Сатурна, Юпитера и Марса имеет пагубные последствия – и утверждал, что болезнь распространилась из‐за отравления воздуха, случившегося в результате дурного влияния, оказанного этим событием. Позже он писал работы по медицинской астрологии в более прозаической манере, но именно он в своем сочинении «Гомоцентрические [сферы] или размышление о звездах» (1538) изложил новый астрономический подход, хотя и не столь пространно. В Падуе он сдружился с тремя братьями, один из которых – его учитель Джованни Баттиста делла Торре – пытался возродить идею гомоцентричности. В 1534 г., находясь на смертном одре, делла Торре попросил Фракасторо завершить его работу. В результате появилась книга, посвященная папе Павлу III, вышедшая одновременно с великой работой Коперника в 1543 г. Причиной неудачи Фракасторо могла послужить его малая популярность, хотя некоторые изготовители инструментов полагали, что его схемы вполне можно было воплотить в металлических моделях, разумеется, только в том случае, если найдется кто-то, кто захочет за это заплатить.

Трудно поверить, что идеи Фракасторо, высказанные относительно гомоцентриков, никак не были связаны с аналогичными идеями, представленными в небольшой работе Джованни Баттиста Амико. Сам факт того, что ее перепечатывали три раза за четыре года (в 1536 и 1537 гг. в Венеции и в 1540 г. в Париже), сообщает нечто важное об устремлениях сторонников Аристотеля, страстно желавших найти систему, согласующуюся с их воззрениями. Амико погиб в Падуе в год публикации книги Фракасторо «от руки неизвестного убийцы, скорее всего из зависти к его образованности и нравственным достоинствам».

В отличие от Фракасторо, рассматривавшего только частный случай евдоксовых сфер, вращавшихся вокруг осей, расположенных под прямым углом, Амико лишь начал с этого предположения, а затем двинулся дальше, рассмотрев общий случай с произвольными углами наклона. Его модели не были согласованы друг с другом, однако в них широко использовались теоретические приемы, которые, как мы уже отмечали, можно обнаружить у Коперника; те же приемы, к слову сказать, ранее использовал Насир ад-Дин ат-Туси. В своей теории планетной долготы и широты Амико неоднократно прибегал к паре Туси (без ссылки на какой-либо источник). Кроме того, он попытал свои силы в небесной физике и, как и Фракасторо, полагал, что планеты движутся в некой среде неоднородной плотности («испарениях»), и именно это, по его мнению, объясняет переменность их блеска. Вне всякого сомнения, этот вопрос являлся камнем преткновения для тех, кто полагался на модели, где расстояния до планет принимались постоянными. Амико ввел в свою модель прецессию, и то, как он это сделал, не оставляет сомнений об использовании Альфонсовых таблиц.

Система Фракасторо, содержавшая в совокупности 77 (возможно, 79) сфер, с астрономической точки зрения серьезно уступала системе Птолемея, откуда Фракасторо, так или иначе, позаимствовал какое-то количество идей. Он, похоже, искренне полагал, что использует исключительно собственные идеи Евдокса, и крайне интересно задаться вопросом – а был ли в Падуе того времени еще кто-нибудь, кто пытался воссоздать систему Евдокса, опираясь при осуществлении этого замысла на арабские построения?

В одном месте своего сочинения Фракасторо связывает эффект переменной яркости планет с изменением их размеров и небольшой замутненностью, подобной той, которую мы наблюдаем, рассматривая что-либо через водные слои различной толщины или через две линзы (в отличие от случая одной линзы). (Как считают некоторые, это было скрытым намеком на изобретение телескопа, но дело обстоит не так.) Его замечания по поводу природы небесных сфер во многих отношениях столь же интересны, как и все предшествовавшие суждения на этот счет. Он наблюдал кометы и делал это достаточно внимательно для выявления важного факта: их хвосты всегда направлены в сторону, противоположную Солнцу. Хотя, возможно, он был знаком с изображением кометы 1532 г., опубликованным Апианом, и наглядно подтверждавшим такой вывод (ил. 119). Он считал очевидным, что кометы расположены ближе, чем Луна, поскольку как иначе они могли бы свободно перемещаться через небесные сферы? Впоследствии Тихо Браге пришел к противоположному выводу и высказал следующее предположение: поскольку кометы явно дальше Луны (о чем он заключил, исходя из собственных измерений), то твердость небесных сфер должна быть подвергнута сомнению.

119

Ксилография Петера Апиана, воспроизводящая итог его наблюдений кометы 1532 г. и демонстрирующая, что хвост кометы направлен в сторону, противоположную Солнцу

Открытие Фракасторо, связанное с направлением кометных хвостов, опубликовано в 1538 г., спустя семь лет после публикации Петером Апианом диаграммы, демонстрирующей аналогичный процесс. (Общий принцип этого явления, как полагают, был известен в Китае за семь столетий до этого.) Обычно считается, что два этих открытия сделаны независимо друг от друга, но, поскольку, согласно объяснению Апиана, кометы представляют собой сферические линзы, нельзя исключать факта заимствования этого вывода. По мнению Апиана, кометные хвосты – это просто веерообразные пучки лучей, проходящие через кометные линзы. Позже Гемма Фризий и Джироламо Кардано разрекламировали эту остроумную идею. Тихо Браге также принадлежал к числу людей, разделявших упомянутый принцип линзы; в работе 1588 г., касавшейся кометы 1577 г., он пришел к выводу: в данном случае источником света было не Солнце, а Венера. Даже Кеплер в течение долгого времени принимал идею солнечных линз; и несмотря на то что начиная с 1618 г. Декарт выказывал несколько критическое отношение к этой идее, он все же взял на вооружение одну из ее версий. Во второй половине того же столетия Ньютон снова подверг ее критике, но отказ от этой идеи происходил невероятно медленно. Так или иначе, она сослужила очень хорошую службу, поскольку привела астрономов к отказу от аристотелевского представления о кометах как о пылающих огнях, возникающих из‐за возгорания горячих и сухих земных испарений, вступивших в зону огня, расположенную ниже сферы Луны. Начиная с этого момента и далее их подлунное или надлунное расположение стало дискуссионным вопросом. Эту частную проблему суждено было разрешить Тихо Браге.

В общем и целом, хотя ранняя смерть Амико лишила астрономию еще одного таланта, одаренного богатым воображением, а произведения Фракасторо имели характер модного увлечения, что делало их привлекательными для его современников, оба эти человека пытались повернуть часы в обратную сторону на девятнадцать столетий. Позже Тихо Браге обрушится с разгромной критикой на несуразности планетной теории Фракасторо. Будущее принадлежало другим планетным моделям как с точки зрения математики, так и с точки зрения физики. Птолемеева теория хотя и обладала солидным 1400-летним возрастом, была еще полна жизни, но все вело к тому, чтобы астрономы переключились на другую систему – систему Коперника.

Если, следуя почти повсеместному обычаю полагать, что способность к изменению убеждений является мерой величия, то Коперник был одним из величайших астрономов. С исторической точки зрения случай Коперника ставит перед нами три самостоятельные задачи. Первая – объяснить, что он, собственно, утверждал; вторая – возможно более точно определить социальные и интеллектуальные обстоятельства, приведшие его к таким умозаключениям; и третья – выявить способы, посредством которых его взгляды передавались другим людям. Поначалу его мнение разделялось лишь немногими избранными специалистами; спустя пару столетий большинство людей, получивших образование в рамках западной традиции, твердо верили в его правоту; а вскоре и весь остальной мир стал сторонником этих убеждений.

Если не вникать в детали, то его формулировки могут быть сведены к утверждению: не Солнце и планеты движутся вокруг Земли, а наоборот – Земля вместе со всеми остальными планетами движется вокруг Солнца. Таким образом, Земле была дарована свобода, которая проявила себя еще в одном аспекте – осевом вращении Земли. Другими словами, не небеса вращаются вокруг земной оси, а сама Земля вращается вокруг собственной оси. Многие люди выбирают слишком легкий путь, называя эту упрощенную схему «системой Коперника»; аналогичным образом, упуская ценнейшие детали, можно судить об «Аристотелевской космологии» по ее упрощенным изображениям. Что касается Коперника, то наиболее известную иллюстрацию общего характера его модели можно найти в первой книге его величайшего сочинения «De revolutionibus», опубликованного в год его смерти (ил. 120). Она предназначалась для привнесения некой наглядной суммарной картины его модели; в ней нет и намека на вращение Земли вокруг своей оси, и многие более поздние авторы, знакомя своих читателей с Коперником, полагали, что этого будет вполне достаточно. Если углубиться в это произведение, то за простейшей космологией, изложенной в первой книге, обнаружится нечто более ценное для человечества, чем тривиальное астрономическое иконоборчество. Коперник, вполне возможно, отдавал себе отчет в том, что большинство читателей не продвинется дальше первой книги. Ему было важно показать им естественное разделение планет на две группы – движущиеся по более высоким орбитам, чем Земля, и находящиеся ниже земной орбиты. Прочитавшие первую книгу по меньшей мере имели возможность убедиться в простоте объяснения различий между восходами и заходами планет, принадлежащих к этим разным группам; Венеру и Меркурий можно наблюдать только поздним вечером или ранним утром, в то время как остальные планеты часто видны в течение всей ночи, хотя и на разной высоте.

120

Солнечная система по Копернику, приведенная в первой книге первого издания «De revolutionibus» (1543). Sol, то есть Солнце, находится в центре, а самая дальняя сфера все еще является сферой звезд. Пятая сфера – сфера Земли (terra или telluris, что означает «земной»). Луна по-прежнему обращается вокруг Земли. Обратите внимание на приблизительные периоды, например для Сатурна – 30 лет.

Это относилось к разряду вещей, поддававшихся качественному пониманию, и сюда же можно было отнести часто наблюдаемое попятное движение планет, в котором теперь видели очевидное следствие движения Земли, откуда производилось их наблюдение. Вероятно, большинство его читателей соглашались с ним. Кроме того, для всех многочисленных читателей, склонных видеть главное достоинство этого произведения в первой книге, там приводилось несколько простых количественных расчетов. Например, сопоставляя период орбитального движения Земли (один год) с наблюдаемым периодом движения Меркурия и Венеры, нетрудно убедиться, что «истинные периоды» обращения этих планет вокруг Солнца будут составлять примерно восемьдесят дней и девять месяцев соответственно. (Далее по тексту трактата приводится уточнение этих очень приблизительных значений.) Теперь, управляемые только периодом, планеты выстроились в естественную последовательность, где Земля расположена между Венерой и Марсом. Модель Коперника, вскоре у нас будет возможность убедиться в этом, позволила с удивительной легкостью упорядочить расположение планет по радиусам их орбит, что в точности совпало с их расположением, определенным с помощью периода обращения. Взаимная согласованность этих двух методов, похоже, стала для Коперника серьезным мотивирующим фактором. На первых страницах своего сочинения он привел хвалебный пассаж, адресованный Солнцу – этому светочу, подобающим образом размещенному в самом центре нашего прекрасного мира, – назвав его «зримым богом» Гермеса Трисмегиста. Кроме того, в конце первой книги, перед тем как перейти к базовым математическим выкладкам, которые он предполагал применить в дальнейшем тексте трактата, он возносит пространный панегирик многочисленным античным авторам, не безразличным, как он полагал, его читателям, однако, по какой-то причине, этот фрагмент был исключен из печатного издания. Он сам или его редактор, возможно, не испытывали особых надежд на интерес к книге со стороны читателей, не владеющих математикой.

Некоторые современные историки, оснащенные преимуществом ретроспективного взгляда, склонны интерпретировать изменения в планетной астрономии, осуществленные Коперником, как нечто самоочевидное. Даже если это и так (на самом деле, все было иначе), остается неоспоримым его несомненное влияние на последующую историю. Оно оказалось настолько мощным, что так называемая Коперниканская революция часто выступала в качестве неоспоримой парадигмы – модели для многих других типов интеллектуальных изменений. Может, ее важность преувеличена? Вероятно, те, кому с детства говорили о подвижности Земли, окажутся не самыми лучшими судьями в вопросе о том, сколько сложностей пришлось преодолеть, прежде чем эта идея укоренилась в качестве неотъемлемой части здравого смысла. Когда вопрос о движении Земли поднял в Античности Аристарх, против него было выдвинуто обвинение в нечестивости. Когда к такому же выводу пришел Коперник, ситуация выглядела гораздо более угрожающей, поскольку он противопоставил себя трем весьма влиятельным силам: церкви, аристотелевской ортодоксии университетов и астрономам, поголовно работавшим в рамках птолемеевой традиции. Критика двух из перечисленных трех столпов западной идеологии потребовала от него гораздо большего мужества и отваги, чем от его многочисленных новоявленных хулителей.

Обычно обсуждение истоков нового гелиоцентризма начинают с отсылки к таким античным прецедентам, как работа Аристарха, весьма двусмысленные данные, изложенные Марцианом и т. д., обсуждавшиеся, как мы теперь знаем, уже в Каролингскую эпоху. Некоторые авторы придавали особую значимость XIV в., в частности Орему и его предположению о том, что Земля не обязательно должна находиться в центре мироздания, хотя притяжение проявляет себя в направлении именно этого места. Он подробнейшим образом рассмотрел вопрос о движении Земли, и многократное обсуждение этого положения часто воспринимается как революционный шаг. Но это уже было сделано Аристотелем, и дальнейшее осмысление данного тезиса посредством средневекового метода составления комментариев к Аристотелю десятками схоластов превратило его во что-то само собой разумеющееся. Они почти неизбежно возвращались к ортодоксальной точке зрения, оставляя Земле ее центральное положение. В своих произведениях «Вопросы о небе» и «Вопросы о сфере» Орем обращал особое внимание на относительность движения: явления, наблюдаемые нами ежедневно, как он утверждал, могут быть с одинаковой точностью объяснены и через вращение небес, и через вращение Земли. В итоге он также остановил свой выбор на традиционном представлении о вращающихся небесах, что являлось скорее вопросом убеждения, а не наглядного доказательства. Орем умер в 1382 г., почти за сто лет до рождения Коперника, которому судьба распорядилась найти совсем другое объяснение, построенное на аргументах, сильно отличавшихся от аргументов Орема. Во времена Коперника было издано множество комментариев к трактату «О небе» Аристотеля, датируемых XIV в., поэтому нет ничего удивительного в том, что он обратился к вопросу о гелиоцентрической системе. Различие между ним и его средневековыми предшественниками заключалось в наличии у него решимости вырваться из оков этой традиции, у них же она отсутствовала.

Николай Коперник познакомился с этими трудами, равно как и с арабскими источниками, о которых мы упоминали на с. 294 главы 8, в ходе прохождения обучения в Польше и Италии. Написанное же впоследствии самим Коперником едва избежало полного уничтожения из‐за действий господствовавшей церковной верхушки. Он родился в 1473 г. в богатой купеческой семье, с силезскими корнями, но осевшей в Торуни. Это случилось спустя несколько лет после того, как в Польше во времена правления Казимира IV установилась относительно стабильная политическая обстановка. Казимир, великий князь литовский и польский король, одержал победу над рыцарями Тевтонского ордена в кровопролитной битве под Пуцком в 1462 г. При поддержке папы, по второму Торуньскому мирному договору (1466), вся Западная Пруссия, так называемая «Королевская Пруссия», отошла к Польше. Национальность Коперника в течение многих столетий была предметом бурных научных дискуссий, не менее ожесточенных, чем борьба за ту территорию, на которой он проживал. Если не вдаваться в подробности, то мы можем охарактеризовать его как человека, являвшегося подданным польского короля с прочным наследием германской культуры и, кроме того, испытавшего серьезное влияние со стороны итальянской культуры и церкви.

Отец Николая умер, когда ему было десять лет, но при поддержке своего дяди по материнской линии Лукаша Ваченроде в 1491–1495 гг. он получил возможность посещать занятия в университете Кракова. После того как его дядя стал епископом и феодалом Вармии (называемой также Эрмландией), епископата, граничившего с территорией Тевтонского ордена, Николай получил оплачиваемое место каноника в соборе Фромборка (он же – Фрауэнбург). В 1496 г. он стал студентом факультета церковного права Болонского университета, однако, похоже, главным предметом его влечения оказалась астрономия. В Болонье Коперник тесно сошелся с Доменико Мария Новара из Феррары, который преподавал астрономию в местном университете вплоть до своей смерти в 1504 г. Позже он отложил свою церковную службу, чтобы продолжить обучение в Падуе, где он изучал медицину. В 1503 г. он возобновил службу с дипломом по церковному праву, полученному в университете Феррары. Если намек на желание всецело посвятить себя астрономии присутствовал ранее в жизни Коперника, то дальнейшая его личная жизнь никак этому не соответствовала, так как на протяжении последних сорока лет своей жизни он служил кафедральным каноником в Вармии. Комфортные жизненные условия позволили ему построить башню для наблюдений, которые он проводил с помощью трех главных инструментов: армиллярной сферы, квадранта и (по примеру Региомонтана и Вальтера) параллактического инструмента Птолемея.

Краковские книги Коперника содержат свидетельства того, что там он научился пользоваться Альфонсовыми таблицами, равно как и другими выведенными из них материалами, а также овладел азами астрологии. Он изучал работы Пурбаха по предвычислению затмений. Будучи в Италии, он, как известно, не только ассистировал Доменико Мария Новара в Болонье, но и читал лекции по математике и астрономии в Риме. Важным приобретением этого итальянского периода стало свободное владение греческим языком, позволившее ему проштудировать классических авторов. (Сегодня мало кто вспоминает о том, что небольшая книга, опубликованная Коперником в 1509 г., содержавшая его перевод с греческого на латинский некоторых византийских писем, была ошибочно приписана историку VII в. Феофилакту Симокатте.) Более сомнительно утверждение, будто именно в этот период он познакомился с планетными теориями, разработанными в Мараге, которые он якобы каким-то образом приобрел (мы писали об этом в главе 8). По отдельным замечаниям, сделанным в его собственной копии Альфонсовых таблиц, видно, что тогда он работал над своей новой астрономической системой, однако самый ранний известный нам ее набросок можно найти в его «Commentariolus» («Малом комментарии»).

Эта работа, дата написания которой неизвестна, чудом избежала забвения. В каталоге Краковской библиотеки, датируемом маем 1514 г., упоминается о некой работе, «где утверждается, будто Земля движется, а Солнце покоится»; можно почти со стопроцентной вероятностью утверждать, что здесь имеется в виду именно это произведение. У нас нет никаких более надежных подсказок, кроме указанной даты, однако есть некоторые соображения, позволяющие установить время ее написания: между 1510 и 1512 гг. Коперник ни словом не упоминает о ней в своем «De revolutionibus», и ее авторская копия была утрачена. Эта работа представляла собой не более чем грубый набросок его новых идей, и вполне возможно, он стеснялся ошибок, допущенных им в результате спешного изложения. Ее анонимная копия, возможно, ходила по рукам в некоторых кругах, но по счастливому стечению обстоятельств одна из этих копий в конце концов попала к Тихо Браге. Сама работа утрачена, но три ее ранние рукописные копии, сделанные Тихо, сохранились.

Величайшая работа Коперника «De revolutionibus orbium caelestium» («О вращениях небесных сфер») содержала его собственные вполне однозначные высказывания. Она была завершена под занавес его жизни (1543) и отличалась от «Малого комментария» в ряде технических вопросов. У него довольно рано сложился самый первый и очень поверхностный план ее написания, затем после долгого перерыва он неожиданно возвращается к нему в 1520‐х гг., и снова делает это в 1537–1538 гг., опираясь на данные собственных планетных наблюдений, проведенных им в эти годы. В черновом варианте рукописи, в частности, сообщалось о приведении содержащихся в ней вычислений к меридиану Кракова, совпадавшему, по мнению Коперника, с меридианом Фромборка. Утверждая, что Земля обращается вокруг Солнца подобно любой другой планете, он приводил имена авторитетных авторов, которые, как он знал, были весьма почитаемы в его времена, а именно – пифагорейцев. В своей последней работе он прямо ссылается на Филолая и Экфанта, но эти упоминания стоит рассматривать не более как попытку обрести хоть какую-то поддержку со стороны исторической традиции. В рукописи своей последней работы он действительно упоминает Аристарха, и именно по вышеупомянутому поводу, но затем, непосредственно перед публикацией, удаляет этот фрагмент; причиной этого, вполне возможно, были опасения связать свое сочинение с именем человека, обладавшего репутацией нечестивца (ил. 121). (Он назвал его имя в другом месте, когда писал об угле наклона эклиптики, ошибочно приписав ему заслугу Эратосфена.)

121

Вычеркнутый фрагмент рукописи «De revolutionibus» Коперника, в котором он ссылается на Аристарха. Вымарка охватывает около двух страниц, не включенных в первые четыре печатных издания (1543, 1566, 1617 и 1854), однако они были включены в издание 1873 г. Текст содержит следующие слова: «Филолай верил в подвижность Земли… Это весьма правдоподобно, поскольку Аристарх Самосский придерживался таких же взглядов. Так утверждали некоторые люди, не являвшиеся горячими сторонниками аргумента, сначала выдвинутого, а затем отвергнутого Аристотелем». (Библиотека Ягеллонского университета, Краков, Польша.)

В «Малом комментарии» Коперник изложил свои базовые аксиомы без какого-либо детального обоснования, хотя вполне очевидно, что он обдумывал аргументы, способные со всей очевидностью подтвердить соответствие его системы наблюдаемым явлениям, и в то же время придать ей бо́льшую интеллектуальную привлекательность по сравнению с системой Птолемея. Он рассматривал, в частности, принцип универсальности кругового движения, которого он твердо придерживался по религиозным соображениям. Вообще говоря, его модели соответствовали подходу Ибн аш-Шатира, то есть они как будто бы обходились без экванта, хотя некоторая разновидность экванта сохранялась в скрытой геометрической форме. (По этому поводу см. ил. 125 ниже.) Его модели, что особенно важно, содержали геометрические преобразования, в результате которых центр каждой из планетных моделей переносился в одну общую точку. Этот общий центр не находился прямо в Солнце, но располагался недалеко от него, в центре земной орбиты. К этому прилагалась теория планетных широт. В ранней версии его теории, параметры, лежавшие в основе этой модели, более или менее соответствовали параметрам Альфонсовых таблиц.

К моменту, когда он решил приступить к написанию более основательного сочинения, он обнаружил, что эти параметры дают приемлемые результаты для долгот, но недостаточно точны для простейшего из всех возможных наблюдений, а именно – момента соединений Солнца, Луны и планет. (Неопределенности положений Солнца и Луны учитывались в табличных вычислениях, но поскольку их относительная скорость могла быть очень маленькой, неопределенность момента их встречи оказывалась довольно большой.) В силу этого Коперник взялся за работу по сбору наблюдений, предположительно способных сделать его теорию более точной и более авторитетной, чем те, которые он намеревался превзойти. Ему удалось скопить внушительный массив наблюдений, особенно в период с 1512 по 1529 г., и, посредством методов, изложенных в «Альмагесте» Птолемея и «Кратком изложении» Региомонтана, вывести из них серию уточненных параметров. Безусловно, он никогда не был профессиональным астрономом; в то время к таковым традиционно относили лишь небольшую группу университетских преподавателей и дворцовых астрологов.

В этот период своей жизни Коперник был обременен церковными и врачебными обязанностями – обратите внимание, что на портретах он изображен с пучком ландышей в руках – символом врачевателей (ил. 122). Кроме того, он в течение довольно долгого времени являлся ответственным за оборону своего часто осаждаемого собора и города. В течение большей части его жизни Польша подвергалась угрозам со всех сторон – Габсбургов, Москвы и даже не отказавшегося от своих претензий Тевтонского ордена. Сражения, международные договоры, династические брачные союзы создавали крайне сложную политическую ситуацию; однако в этот период произошло в высшей степени важное событие – обращение в лютеранство великого магистра тевтонских рыцарей Альбрехта Гогенцоллерна. В 1525 г. обособленный от Священной Римской империи и католической церкви Альбрехт составил акт о вассальной присяге королю Польши. Однако даже после 1525 г. старые угрозы со стороны Пруссии, Бранденбурга и Москвы не исчезли. Время от времени вспыхивали мелкие конфликты, грозящие Польше перекрытием выхода к Балтийскому морю, но все же это была относительно стабильная ситуация, и после 1525 г. Копернику нашли еще одно общественно полезное применение. Он принял участие в усовершенствовании чеканки монет с сильно уменьшенным содержанием благородного металла и написал экономический трактат на эту тему. Кроме того, он давал советы по регулированию цены на хлеб – гораздо более важному экономическому вопросу, чем современный сытый читатель мог бы предположить в самом искреннем своем порыве.

122

Итальянская гравюра XVI в. с изображением Николая Коперника (1473–1543), предположительно изготовленная по его автопортрету

Перейдем теперь от хлеба к домашнему хозяйству: в биографиях Коперника принято упоминать тот факт, что вместе с ним жила, выполняя обязанности экономки, некая молодая разведенная женщина по имени Анна Шиллинг. В 1539 г. она вместе с двумя другими женщинами, находившимися на службе у каноников, получила распоряжение епископа покинуть службу. Впоследствии одного из упомянутых каноников подвергли преследованию и заключили в тюрьму по обвинению в лютеранской ереси. Это случилось в мае того же года, когда Коперник обрел наиболее бойкого своего ученика – молодого Георга Иоахима Ретика; и, как свидетельствуют другие источники, это было далеко не спокойное время. Отметим, что когда Ретику исполнилось четырнадцать, его отца казнили за воровство.

Помимо двух своих главных астрономических сочинений (не считая альманаха), Коперник написал лишь одну важную работу. Это острый критический отзыв о трактате, написанном компетентным нюренбергским математиком Иоганном Вернером «О движении восьмой сферы» (1522). Несмотря на это, Коперник не постеснялся использовать некоторые идеи Вернера в «De revolutionibus». Нам известно, что в 1533 г., в благодарность за разъяснение папе Клементу VII идей Коперника о движении Земли, секретарь папы Иоганн Альбрехт Видманштетт получил в подарок ценный греческий манускрипт. В 1536 г. сведения об идеях Коперника дошли до кардинала Николая Шёнберга, и он, в свою очередь, попросил польского астронома довести их до широкой общественности. Коперник опубликовал это письмо в «De revolutionibus» – сочинении, которое он при любых обстоятельствах посвятил бы новому папе, поскольку это удваивало эффективность оборонительной тактики.

Молодой Ретик, учитель математики в университете Виттенберга, надеялся снискать популярность, путешествуя от одного выдающегося ученого к другому, и начал он с Иоганна Шёнера, который к тому времени обзавелся большей частью манускриптов Региомонтана, Вальтера и Вернера. Когда Ретик подходил к дверям Коперника, он нес с собой дары – книги, в своем большинстве опубликованные другом Шёнера, знаменитым нюренбергским печатником Иоганном Петреем. Коперник был не прочь поделиться своими свежими идеями с молодым гостем, и тот ввел их в научный мир в виде пространной переписки, адресованной Шонеру. Вскоре этот изящный обзор, «Narratio prima» («Первое повествование»), вышел сразу в двух местах – в Данциге (иногда называемом Гданьском) в 1540 г. и в Базеле в 1541 г. К тому времени стало ясно: Коперник вскоре выпустит собственный magnum opus, он напряженно трудится над переработкой требуемых для этого расчетов и беспокоится о том, как будет встречена эта книга натурфилософами. В июле 1540 г. он написал об этом Андреасу Осиандеру, лютеранскому теологу с широкими связями, и в апреле 1541 г. получил ответ в том духе, что астрономические гипотезы и теории являются не столько догматами христианской веры, сколько «основой осуществления расчетов», приемами представления наблюдаемых явлений. Их истинность или ложность, как он полагал, не имеет никакого значения, «в том случае, если они приводят к точному описанию феноменов движения». Осиандер ссылался на эквивалентность эксцентрических и эпициклических моделей движения Солнца – по его оценке, отличных друг от друга моделей, но дающих одни и те же наблюдаемые результаты. Он рекомендовал Копернику затронуть этот вопрос в своей книге, чтобы успокоить приверженцев Аристотеля и теологов, «чьих возражений Вы боитесь». (Не стоит забывать: это были слова ведущего протестантского теолога, адресованные канонику католической церкви.) В тот же день он отправил похожее письмо Ретику.

Точка зрения Осиандера имеет долгую философскую историю и продолжает вызывать споры. Вне зависимости от того, допустима она или нет, она ввела в дискуссию психологический элемент. Не вызывает сомнений, что Коперник и Ретик мыслили новую систему как истину, физическую истину, хотя и недоказуемую, и у них не было никакого желания облекать ее в более обтекаемую форму. В мае 1542 г. Ретик доставил чистовой экземпляр рукописи «De revolutionibus» Коперника Петрею в Нюрнберг. Вскоре после этого ее начали печатать, и Ретик правил корректуру вплоть до октября, после чего уехал, чтобы занять должность профессора в Лейпциге. С этого момента наблюдение над печатанием книги взял на себя Осиандер, и именно он добавил анонимное предисловие к этой работе. В нем он с еще большей определенностью высказал свое мнение по вопросу, поднятому в указанной выше переписке, хотя и в хвалебных для Коперника тонах. Согласно его объяснениям, «эти гипотезы не нуждаются в том, чтобы быть истинными, или даже правдоподобными» до тех пор, пока они в точности согласуются с наблюдениями, и указывал на некоторые очевидные нелепости, касающиеся изменения видимых размеров планет, говоря, что они не имеют никакого значения для теории долготы. Новые гипотезы должны восприниматься в одном ряду с давними, «которые ничуть не более правдоподобны». «Не будем ожидать от астрономии того, чего она не в состоянии нам дать, и не будем распространять идею истинности на то, что было задумано для других целей, а потому, перевернув последнюю страницу этого сочинения, пребудем в еще большем невежестве, чем до того как приступили к нему».

Когда в марте 1543 г. книга вышла в свет, Ретик и Тидеман Гизе возмутились таким самоуправством Петрея и Осиандера. Была предпринята безуспешная попытка внести в городской совет Нюрнберга требование восстановить оригинал, устранив произведенную редактуру. Невозможно понять, осознавалось ли происходящее самим Коперником, поскольку в декабре 1542 г. он перенес инсульт и лежал в параличе. Даже если бы его умственным способностям не был нанесен столь тяжкий ущерб, он, возможно, и не заметил бы этого оскорбительного предисловия до тех пор, пока не дочитал книгу до конца, поскольку предисловия обычно печатались на последних страницах. Если верить Гизе, то Коперник впервые увидел свою книгу в день собственной смерти, 24 мая 1543 г.

Большинство первых читателей обычно не отдавали себе отчет в том, что именно Осиандер, а не Коперник, автор анонимного предисловия. Кеплер обнаружил этот факт в экземпляре книги, в который соответствующая информация проникла благодаря одному информированному лицу из Нюрнберга задолго до того. Он придал это открытие широкой огласке, разместив его на оборотной стороне титула своей книги о Марсе, и случилось это только в 1609 г. В течение трех поколений большинство астрономов видели в Копернике человека, потратившего всю свою жизнь на разработку теории, в физическую истинность которой он сам не верил.

Вводя Солнце (или, строго говоря, точку, расположенную недалеко от Солнца) в теорию движения каждой планеты, Коперник создал условия для сведения всех их в единую систему. Когда Евдокс, Каллипп и Аристотель строили свои системы, они исходили из центрального положения Земли по отношению ко всем движениям. Размеры сфер, как считалось, могут быть произвольными. Когда Птолемей сумел построить единую систему, то размеры зазоров, вмещающих максимумы и минимумы планетных расстояний, устанавливались по принципу, согласно которому между ними не должно было быть пустого, незаполненного пространства. Коперниканская система исходила из принципиально иного наблюдения: в каждой из изолированных моделей планетного движения Птолемея существует вполне определенная линия, представляющая собой одну и ту же реальную сущность; ею является (грубо говоря) линия, соединяющая Землю с Солнцем. Для тех, кто не был всепоглощающе погружен в аристотелевскую философию, этот принцип мог показаться вполне убедительным сам по себе. Это по меньшей мере срывало покров тайны с того, что еще со времен Птолемея было наполовину признано, а именно почему среднее Солнце играет такую важную роль в движении Луны и планет. К сожалению, обычно изменения, произведенные Коперником, воспринимаются совсем в другом ключе. Для большинства людей он всего лишь человек, который привел Землю в движение.

Подвижность Земли не является неизбежным следствием единой системы. Позже астрономы довольно быстро обнаружили способы его устранения при сохранении прежнего вида системы. Конечно, мы не сумеем сейчас пошагово проследить самые ранние размышления Коперника, касающиеся этого вопроса, но кажется вполне вероятным, что он серьезно обдумывал идею, так нравившуюся Тихо Браге и другим астрономам конца того же столетия, согласно которой Солнце движется по орбите вокруг Земли, в то время как планеты движутся по орбитам вокруг подвижного Солнца. Почему Коперник не занялся разработкой этой идеи? Его данные об орбите Марса давали величину примерно в два раза превосходящую орбиту Солнца, поэтому две эти орбиты должны были пересекаться. Диаграмма Тихо (ил. 134 в главе 12) дает наглядное представление об этом. Для Тихо, однажды разуверившегося в реальности сфер, такое пересечение не составляло большой проблемы. Но Коперник верил в реальность планетных сфер – Кеплер же признал, что проделанная им работа не может быть интерпретирована в рамках концепции сфер Солнца и Марса.

Этими двумя нововведениями – движением Земли вокруг своей оси и ее движением по орбите вокруг Солнца – Коперник привнес в астрономию изменения с далеко идущими последствиями, чего не случалось со времен далекой Античности, и все же во всем остальном (за редким исключением) он был типичным представителем птолемеевой традиции. Его «De revolutionibus» состоит из шести книг. В первой излагается общий обзор его системы, заканчивающийся двумя главами, посвященными плоским и сферическим треугольникам. Вторая книга может служить хорошим пособием по сферической астрономии, но в ней не содержится ничего революционного. В третьей книге рассматриваются прецессия и движение Земли. Четвертая посвящена Луне, пятая – планетным долготам и последняя – их широтам. За исключением фактической структуры разбиения по главам, общий формат книги Коперника на каждом этапе изложения смоделирован в весьма близком соответствии с «Альмагестом» Птолемея.

Коперник с большим искусством пропагандировал свою теорию. Например, он использовал многие старые доводы о превосходстве кругового движения, которое обеспечивает бесконечную повторяемость явлений. На опасения Птолемея относительно того, что вращение Земли повлечет за собой настолько сильные возмущения, что Земля развалится и рассеется по небу, Коперник возражал: гораздо большего опасения заслуживает стабильность небесных сфер. На утверждение о якобы очевидном характере центрального положения Земли он отвечал: это не более чем превратное толкование. Расстояния планет от Земли, как это повсеместно признано, меняются, равно как и их движения относительно Земли. В силу какого рода причин это происходит в теории, рассматривающей Землю как центр всех движений, – спрашивает Коперник. Что касается сторонников Аристотеля, то они, по всей видимости, не имеют достаточно убедительных аргументов относительно того, чем является окружающая Землю сферическая зона земного влияния (простирающаяся до лунной орбиты); он рассматривал гипотезы о возможном существовании большого количества подобных центров, не обязательно совпадающих с нашим. Притяжение может быть естественным стремлением, свойственным всем частицам, объединяющимся в единое целое в виде сферы, но не обязательно с Землей в центре. Это было одним из первых проявлений неудовлетворенности старой идеей, согласно которой притяжение всегда направлено к центру мироздания, но Коперник не берется за рассмотрение проблемы, почему материя должна скапливаться в относительно немногочисленном количестве мест – Солнце, Луне и планетах. Космическое притяжение было превращено в по-настоящему последовательную теорию лишь после того, как этим занялся Ньютон.

Понимая, что, вне всякого сомнения, большинство читателей не продвинется дальше этой части книги, Коперник уделяет значительное внимание аргументам, касающимся общего порядка расположения планет, несмотря на отсутствие их достоверно установленного расположения. Существовало некое общее согласие по поводу того, что Луна, имеющая самый короткий период, находится ближе всего к Земле, а Сатурн, обладающий самым долгим (29,5 года) периодом, наиболее удален от нее. Юпитер и Марс, объясненные с помощью тех же моделей, что и Сатурн, предположительно, должны были находиться на следующих за ним нижних уровнях – около 12 и 2 лет соответственно. Однако с Меркурием и Венерой возникали проблемы. Платон помещал их выше Солнца, Птолемей – ниже, а некоторые арабские астрономы ставили Венеру – над, а Меркурий – под ним. Коперник изящно представил свою гелиоцентрическую систему в самом общем виде со следующим порядком расположения планет, обращающихся вокруг Солнца: Меркурий – Венера – Земля – Марс – Юпитер – Сатурн; и показал, как легко и естественно она объясняет относительные размеры дуг попятного движения, которые у Венеры больше, чем у Меркурия, у Марса – больше, чем у Юпитера, а у Юпитера – больше, чем у Сатурна. Кроме того, его система объясняла, почему внешние планеты обладают наибольшей яркостью в противостоянии. Однако, по его собственному мнению, не меньшей ее заслугой было центральное положение Солнца – светоча в центре прекрасного храма природного мира. Некоторые называли Солнце маяком сотворенного мира, другие именовали его поводырем или душой. Для Гермеса Трисмегиста это был зримый бог… И затем Коперник продолжает развивать свою мысль, не брезгуя применением цветистой языческой риторики, стремясь всеми силами убедить читателя в том, что его системе свойственна внутренняя согласованность.

Это были только первые, начальные строки, представлявшие лишь качественное описание. Подробности появляются позже, и для них потребовалось введение точных параметров, превосходящих по точности приведенные в Альфонсовых таблицах, которым Коперник доверял лишь в начале своей карьеры. В своей итоговой работе он упоминает примерно о тридцати собственных наблюдениях, однако дает понять, что они являются только выжимкой из гораздо более широкого ряда. По сравнению с другими наблюдениями, произведенными в Средние века, они не отличались высоким качеством, но выполнялись для совершенно специфических целей. Они включали противостояния планет и положения, близкие к противостоянию (для нахождения отношения радиуса земной сферы к радиусам планетных сфер), положения Солнца (включая равноденствия) и Луны, лунные и солнечные затмения (это равносильно предыдущим наблюдениям) и зенитные расстояния (или дополнительные им высоты) различных небесных тел. Когда мы внимательно знакомимся с этим материалом, прежде всего приходит в голову, что в данном случае мы имеем дело с одним из немногих астрономов после Птолемея, который сознательно ставит перед собой задачу создания планетной теории, основанной на общих исходных принципах, а не просто латает дыры в работах своих предшественников.

Конечно, он начинал не на пустом месте и не только со сделанного Птолемеем. Он исходил из вполне определенных общих принципов, к которым мы должны отнести в том числе (и в первую очередь) условие обязательного присутствия в движении круговой компоненты. Он прочно усвоил некоторые неявные предубеждения, сложно поддающиеся доказательству даже в свете достижений его времени (как это было, например, в случае ранее упомянутой циклической теории прецессии). В итоге Коперник разработал теорию прецессии с двумя круговыми движениями. Эти движения приводили к колебаниям земного экватора в двух перпендикулярных плоскостях. Их можно рассмотреть как эквивалент двух колебательных движений оси вращения Земли – тангенциального по отношению к прецессионному движению Земли (оно приводило к изменению скорости прецессии) и перпендикулярному, изменяющему угол наклона. Коперник пришел к выводу, что второй период ровно в два раза превышает первый, для которого он установил значение 1717 лет по 365 дней в каждом; кроме того, как он установил, угол наклона колеблется между 23;52° (во времена, предшествующие Птолемею) и 23;28° (прогноз на будущее). Касательно постоянного прецессионного движения, он каким-то образом получил величину 360° за 25 816 лет по 365 дней в каждом, или 1° за 71,66 юлианского года – прекрасный результат. Коперник измерял долготы от звезды (γ Овна), а не от истинной (меняющей свое положение) точки равноденствия.

В том, что касается движения Земли вокруг Солнца, у Коперника не было особой нужды вносить существенные изменения в исходную птолемееву модель, то есть в исходный эксцентрик (или концентрик с эпициклом). На 1515 г., как показали его наблюдения, эксцентричность составляла 0,0323-ю часть радиуса орбиты, а долгота апогея равнялась 96;40°. Однако он решил усложнить итоговую модель, поместив в центр земной орбиты «среднее Солнце» (S' на ил. 123), движущееся относительно истинного Солнца (S на том же рисунке). Буква T обозначает положение Земли. На деле, предполагалось следующее: точка S' описывает небольшой круг за тот же период, что и угол наклона эклиптики, достигая максимального значения одновременно с ним (в 65 г. до н. э.).

123

Положение Земли относительно среднего Солнца в системе Коперника

На приведенном здесь рисунке сохранен масштаб, за исключением орбиты Земли, истинные размеры которой должны были быть в шесть раз больше. Линии m и l представляют собой линии апсид, l задает направление на афелий в выбранный момент времени, а m – направление на афелий для максимального и минимального эксцентриситета. Указанные длинные периоды – это периоды движений двух центральных кругов.

Зачем ему понадобилось вводить это ошибочное усложнение с якобы переменным эксцентриситетом? Здесь мы сталкиваемся со вторым примером (первый был представлен в его теории прецессии), демонстрирующим нам стремление Коперника сохранить, насколько это возможно, результаты усилий своих предшественников, в частности Птолемея, расчетное значение эксцентриситета которого было весьма несовершенно. Благодаря своей модели Коперник получает максимальное значение для эксцентриситета 0,0417 (417‐я часть стандартного радиуса земной орбиты, состоящей из 10 000 частей), что лишь ненамного превосходит значение, полученное Птолемеем. Если объединить это значение с его собственным эксцентриситетом, то радиус малого круга окажется равным 48 частям.

Результатом почтительного отношения Коперника к своим предшественникам стала интересная астрологическая доктрина, развитая впоследствии Ретиком в его сочинении «Narratio prima», написанном, вероятно, под руководством Коперника. В астрологии существовала традиция, согласно которой сила планеты в апогее возрастала, а в перигее – убывала. Эти события случались довольно часто, даже в случае Сатурна они наблюдались раз в тридцать лет или около того. Кроме того, существовала типовая астрологическая доктрина, устанавливающая связь между расцветом и упадком различных сект и религий, основанная на так называемых великих, больших и максимальных соединениях. (Краткое объяснение всего этого можно найти на ил. 136 в главе 12.) Разнообразные длительные периоды, введенные в теорию Коперника, вполне пригодны, как заметил Ретик, для совмещения их с этими традиционными идеями: он догматично провозгласил, что в момент, когда эксцентриситет достиг максимального значения, в Римской республике возникли монархические тенденции; а когда эксцентриситет начал убывать, то же самое стало происходить и с мощью Римской империи; при достижении им среднего значения зародился ислам; заката Исламской империи следует ждать в XVII в., что совпадет с достижением минимума эксцентриситета. Второе пришествие Христа ожидалось в момент наступления следующего среднего значения. И все это было не более чем следствием желания Коперника сохранить истину Птолемея.

В случае Луны новая система могла бы быть значительно проще. Птолемей или, точнее, «наши предшественники» могли опровергнуть рассуждения Коперника «на основании здравого смысла и непосредственного восприятия». «Здравый смысл» нарушался следующим фактом: если центр эпицикла равномерно движется относительно центра Земли, то это приводит к неравномерности его движения по собственной эксцентрической орбите. С другой стороны, «непосредственное восприятие» подсказывало Копернику, что модель Птолемея дает слишком большие колебания для расстояний до Луны. Лунная модель самого Коперника (ил. 124) была идентична модели Ибн аш-Шатира, и он уже использовал ее в своем «Малом комментарии». (Разрыв радиуса на приведенном рисунке сделан для сохранения масштаба в изображении самого эпицикла.) Он отобрал параметры, находившиеся в соответствии с Альфонсовыми таблицами, а на деле они имели гораздо более раннее индийское происхождение, о чем Коперник вряд ли догадывался; и конечно же, в основе всего этого лежала великолепная работа Птолемея, в которой он выводил второе лунное неравенство. Рассуждения Коперника о расстоянии, параллаксе и видимом диаметре Солнца и Луны весьма слабы, хотя, безусловно, они значительно совершеннее, чем у Птолемея. Его демонстрация того, как следует рассчитывать затмения, также отличалась в выгодную сторону от сказанного его предшественниками.

Пятая книга «De revolutionibus», посвященная долготам внешних планет, содержит одни из лучших наработок Коперника. Она еще в значительной степени опирается на птолемеевы круги, но нельзя недооценивать кропотливую работу по расчету и пересчету элементов орбит методом последовательных приближений, включающую многие сотни вычислений. Его планетные теории обладали определенным преимуществом над птолемеевыми, поскольку в них рассматривалось только первое неравенство, касающееся обращения планет относительно звезд. Для получения единственного неравенства Птолемею нужно было принять во внимание движение Земли вокруг Солнца. Мы уже достаточно подготовлены к тому, чтобы предвидеть привязку каждой модели Коперника не к истинному Солнцу, а к центру земной орбиты (S' на ил. 125).

124

Лунная модель по Копернику

Рисунок может быть отнесен к любой из трех внешних планет, хотя ни одна из них не может быть изображена на нем без нарушения масштаба. Здесь он находит некую альтернативу схеме из «Малого комментария», в котором он использовал эпицикл в эпицикле. Теперь он использует единственный эпицикл. Во всех трех случаях радиус эпицикла OP равен примерно трети эксцентриситета CS’. Теперь эквивалент птолемеева эксцентриситета экванта может быть показан в виде OP + CS', и если Птолемей полагал, что эксцентриситет деферента равен только половине полной величины, то здесь мы имеем три четверти. Буквой c, отметим, обозначены все равные углы. Было бы полезно проанализировать вид траектории планеты относительно точки S': Коперник, безусловно, осознавал, что это не круг, но и не эллипс Кеплера.

Коперниканская трактовка внутренних планет не столь впечатляюща, отчасти из‐за невозможности получить нужные наблюдения. Модели, которые он в данном случае предложил, отличались от моделей «Малого комментария» ввиду того, что он сдвинул два эпицикла от периферии модели к центру, где они образовали двойной эксцентриситет. Общее представление об этом построении можно получить из ил. 126, где точка Q помечает планету и где показан способ размещения подвижного (против часовой стрелки) центра круга деферента O относительно центра орбиты Земли S'. Угол при S' равен половине центрального угла малого круга. Теперь модели находились в полном соответствии с моделями Ибн аш-Шатира, инвертированными соответствующим образом для случая гелиоцентрической теории. Создается впечатление, что конкретные значения новых параметров получены посредством процедур, отчасти заимствованных у Птолемея, а отчасти явившихся результатом необъяснимой интуиции.

В этой связи нам сложно сказать нечто определенное о выведенных Коперником движениях линий апсид (линий, соединяющих апогей и перигей). Конечно, эти движения предполагались очень медленными, и хотя эта теория была далеко не самой совершенной (он зачем-то решил измерять их от среднего [S'], а не от истинного Солнца), мы снова имеем здесь редкий пример того, когда астроном обретает способность выводить элементы в значительной степени новой теории из фундаментальных наблюдений.

В главе 3 мы показали, как в каждую планетную модель может быть введен некий общий элемент, а именно – средний радиус земной орбиты (TE), и как из этого факта вытекает следующее: масштаб всей планетной системы может быть выражен в универсальных единицах – «астрономических единицах». Средние расстояния от Солнца, выведенные из масштабных параметров Коперника, имеют следующие значения (в скобках указаны современные значения):

Эти расстояния, в определенной степени, естественным образом следовали из предложенной модели, и, на деле, из модели Птолемея могут быть получены столь же хорошие результаты (если выводить их из «Альмагеста», а не из вложенных друг в друга сфер «Планетных гипотез»); это мог сделать любой, кто сознавал скрытое значение, которое имело в этих моделях положение Солнца. Близкое совпадение двух указанных наборов значений – античного и современного – весьма удивительно, если принять во внимание, насколько сильно они зависят от геометрических пропорций, скрыто присутствовавших в течение четырнадцати столетий в птолемеевой астрономии и ценных только из‐за возможности предсказания движений. И вероятно, еще более удивительно, что геометрические пропорции, в свою очередь, полностью основывались на движениях, которые были выведены в течение многих столетий предыдущих наблюдений.

Что касается абсолютных расстояний, то Коперник произвел лишь незначительную корректировку весьма неточного значения солнечного параллакса, полученного Гиппархом. Коперник приводит для среднего параллакса величину 0;03,31°, а для среднего расстояния до Солнца – 1142 земных радиуса.

125

Поздняя коперниканская модель (из «De revolutionibus») для внешней планеты (P). Точка T обозначает Землю, S’ – центр ее орбиты, C – центр планетного деферента, а O – центр эпицикла. Углы, отмеченные буквой c, увеличиваются с постоянной скоростью, и точка E является аналогом центра экванта, вокруг которого планета движется с постоянной скоростью.

126

Поздняя коперниканская модель для внутренних планет

Принимая во внимание новый способ получения расстояний в пределах Солнечной системы, необходимо добавить следующее: старый способ масштабирования геоцентрической системы с таким последовательным размещением сфер, чтобы между ними не оставалось свободного пространства, также продолжал оставаться востребованным. Им пользовались даже коперниканцы, до такой степени они были проникнуты аристотелевской неприязнью к понятию пустоты. Коперник, если можно так выразиться, создал громадные пустые пространства, например между Венерой и Марсом, а также между Юпитером и Сатурном. Как известно, такие астрономы, как Михаэль Местлин и Тихо Браге, пытались заполнить их кометами, а Кеплер однажды даже выступил с утверждением, что там могут быть еще неоткрытые нами планеты.

В шестой книге «De revolutionibus» Коперник рассматривает планетные широты, и здесь он вносит небольшое усовершенствование в теорию, изложенную им в «Малом комментарии». Он опять осложняет себе работу, выбирая для вычисления углов наклона планетных орбит крайние значения планетных широт из теории Птолемея. Он придает плоскостям своих планетных орбит переменные углы наклона, используя параметры Птолемея, и, похоже, почти забывает о сущностных преимуществах, которые способна предоставить гелиоцентрическая гипотеза при решении этого заведомо сложного вопроса. Часть затруднений вытекала из того факта, что его теория была, так сказать, не совсем гелиоцентрической. Он сделал свои планетные орбиты лежащими в плоскостях, проходящих через центр земной орбиты (указанная нами точка S'), а не через физическое Солнце, как впоследствии вполне обоснованно будет сделано в динамике Ньютона. Теория Коперника представляла собой единую систему в том смысле, что в ней все вспомогательные планетные модели могли быть совмещены друг с другом, а движение Земли позволяло объяснить вторую аномалию предыдущих старых моделей. Но его система обладала своими сложностями, и зачастую это были сложности психологического характера, если, конечно, это слово годится для обозначения ментальных особенностей, обретенных в процессе вдумчивого изучения Аристотеля. Если Земля движется вокруг Солнца, то это должно влиять на видимые положения звезд в ходе годового движения, так называемое явление годичного параллакса (см. об этом выше на с. 157). Поскольку соответствующие годовые смещения не регистрировались, Коперник был вынужден признать, что звезды находятся на гораздо бо́льших, чем считалось, расстояниях. Например, если применить полученные Коперником данные о земной орбите к «Планетным гипотезам» Птолемея, то такое годовое смещение должно было давать около 7°. Даже смещение на одну минуту дуги требовало существования огромного пустого пространства между Сатурном и звездами. Когда чуть позже Тихо Браге начал размышлять о следствиях, вытекающих из этого наблюдения, он пришел к выводу (и, несомненно, с ним соглашалось большинство его современников) о нелепости допущения таких громадных пустот в божественном творении. Эта мысль казалась не только теологически абсурдной, но и просто невероятной. Со временем эти взгляды поменялись.

Система Коперника была унифицированной, но все еще геометрической, а не физической, то есть она не могла объяснить явления в категориях физических законов. Его геометрическая трансформация «птолемеевых» моделей не внесла никаких существенных изменений в предсказания наблюдений. Позже Кеплер скажет о Копернике, что тот не догадывался о степени собственной одаренности и потратил массу усилий на интерпретацию Птолемея, а не Природы. Это широко цитируемое утверждение подводит нас к важному вопросу, но оно может и дезориентировать. Коперник в первую очередь пытался объяснить Природу. Он часто прибегал к помощи предыдущих теорий, но только потому, что они были недалеки от истины. Он подошел к ней еще ближе со своей унифицированной теорией.

По оценке ведущих европейских астрономов, Коперник быстро занял подобающее ему место в одном зале славы с Птолемеем, однако обычные астрономы-практики продолжали работать в той системе и с теми таблицами, которые были им хорошо знакомы. Эразм Рейнгольд, как и Ретик, преподавал математику в Виттенберге. В 1551 г. он опубликовал новые «коперниканские» таблицы вместо привычных Альфонсовых. В честь герцога Альбрехта они получили название Прусских таблиц. В них использовались обновленные значения некоторых параметров, а также параметры, полученные Коперником. Рейнгольд всячески восхвалял его, не упоминая о гелиоцентрическом характере гипотезы, лежавшей в основе расчетов. Это косвенно свидетельствует о том, что он хотел заменить ее на альтернативную геоцентрическую систему наподобие принятой впоследствии Тихо Браге.

Таблицы Рейнгольда получили широкое распространение. В Англии Джон Филд использовал их для составления эфемерид на 1557 г., в предисловии к которым ученый и маг Джон Ди выразил свое профессиональное восхищение в отношении системы Коперника. Фейлд, похоже, не испытывал особых трудностей с принятием новой системы, когда рассчитывал свои эфемериды. До этого автор математических текстов, выпускник Оксфорда и Кембриджа Роберт Рекорд кратко изложил идеи Коперника в учебном пособии для начинающих под названием «Крепость знания» (1556), а еще ранее ученик Ди Томас Диггес составил элементарное, пусть не совсем точное, но первое во всей Англии разъяснение этой системы. В 1576 г., отвечая на критику Тихо Браге, он опубликовал книгу, которую не стал публиковать его отец Леонард Диггес, и приложил к ней английский перевод отдельных фрагментов первой книги «De revolutionibus». Книга содержала диаграмму, где проводилась мысль о бесконечности мира звезд; эта идея была не нова, но получила свежее развитие в контексте новой астрономии.

Такие мелкие процессы, указывавшие на рост интереса к коперниканству, протекали примерно по одному и тому же сценарию в большинстве европейских государств и, вполне вероятно, прошли бы незамеченными, если бы само это явление не обладало столь высокой исторической ценностью. Одним из английских авторов, оказавших наиболее весомое влияние на последующую астрономию во всей Европе, был Уильям Гильберт. Его главная работа «О магните» (1600) посвящена в первую очередь физике магнетизма. Он намеревался доказать, что Земля тоже является сферическим магнитом (сферой естественного магнетизма), но кроме того книга включала многие космологические размышления – в ней проводилась, например, идея о бесконечности Вселенной. Гильберт сравнивает общий вид систем Птолемея и Коперника и недвусмысленно склоняется к принятию взглядов последнего, но наибольшее влияние Гильберт оказал на Галилея, который подробно обсуждает книгу «О магните» в своем сочинении «О двух системах мира». Кеплер, в свою очередь, способствовал публикации книги Гильберта и использовал ее в качестве основы для некоторых собственных космологических идей. Вскоре мы убедимся в этом, разбирая его труд «Новая астрономия».

Учителем Кеплера в Тюбингене был Михаэль Местлин. По свидетельству самого Кеплера он указал ему на то, что комета 1577 г. неизменно двигалась со скоростью, равной скорости Венеры, как это установил Тихо Браге. Поскольку попытка измерить расстояние до кометы окончилась неудачей, Местлин пришел к выводу, что она должна находиться гораздо дальше Луны; она движется, решил он, в той же сфере, что и Венера. (Примерно к такому же заключению пришел в IX в. Абу Машар.) Тогда, или даже чуть ранее, когда у Местлина возникло аналогичное мнение относительно положения новой звезды 1572 г., он поспособствовал созданию настроений, приведших в конечном счете к крушению физики Аристотеля, хотя сам он, по всей видимости, не был таким уж преданным сторонником коперниканства. Как потом выяснилось, его рассуждения об указанной комете быстро отодвинула на задний план гораздо более тщательная работа Тихо Браге, но именно Местлин был тем человеком, кто впервые посоветовал Кеплеру пойти по стопам Коперника.

Как мы увидим в следующей главе, Тихо разместил комету 1577 г. за пределами сферы Венеры «как будто бы она оказалась неожиданно возникшей дополнительной планетой». Он с похвалой отзывался о Местлине, но при этом подчеркивал, что на самом деле на небе нет никаких сфер, с чем, по его мнению, Местлин не согласился бы, обосновывая это тем, что, по убеждениям последнего, и комета, и Венера находятся в пределах одной и той же сферы, несмотря на тот очевидный факт, что кометы появляются и исчезают. Хотя астрономия Тихо отличалась от коперниканской, нет никаких сомнений в том, что она развивалась под ее влиянием. Во всех своих опубликованных сочинениях, письмах и записях о произведенных наблюдениях он, как легко заметить, проводит сравнение между полученными им данными и коперниканскими (или Прусскими) прогнозами. Еще будучи студентом Лейпцигского университета, он убедился в том, что соединение Сатурна и Юпитера в августе 1563 г. было более точно рассчитано в Прусских, а не в Альфонсовых таблицах. Дата события, приводимая в Альфонсовых таблицах, как он обнаружил, дает ошибку порядка одного месяца, однако вскоре он разочаровался и в тех и в других. Позже, как он говорил, это стало поворотной точкой в его карьере, моментом, когда он отказался от изучения права и стал заниматься астрономией.

Главная характеристика астрономической карьеры Тихо – экстраординарная педантичность. Она со всей очевидностью проявила себя уже в его студенческие годы, когда он произвел наблюдение соединения Сатурна и Юпитера с помощью обычного поперечного жезла. У нас будет возможность убедиться в этом, когда, например, спустя многие годы он будет настаивать на пересмотре широты Фромборка, полученной Коперником. В 1584 г. он послал своего ассистента Элиаса Олсена Морсинга в Фромборк и Кенигсберг, снабдив его прекрасным секстантом, точность которого, как полагают, достигала четверти минуты дуги. Сам же Тихо определил широту Нюрнберга, использовав для этого наблюдения солнечных высот Вальтера и наблюдения ландграфа, произведенные в Касселе, расположенном, как он думал, на 2° севернее Нюрнберга. Из Фромборка Морсинг привез с собой один из инструментов Коперника – параллактический инструмент, или трикветрум, подаренный ему деканом Фромборка. Он был изготовлен из сосновых планок длиной примерно в два с половиной метра; этому весьма неточному, по оценке Тихо, инструменту все же было отведено почетное место в его замке – там, где висел портрет Коперника. Получив этот инструмент, Тихо пришел в такое возбуждение, что сразу же написал героическую поэму на латинском языке, посвященную польскому астроному. Астрономия находилась на пороге кардинальных изменений техник наблюдения, и поэма Тихо может быть расценена в том числе как эпитафия уходящей астрономической эпохе. Используя весьма сложную, но вполне допустимую метафору, он писал о человеке, сумевшем «с помощью этих хилых дощечек покорить величественный Олимп». Однако, вдохновенно восхваляя Коперника, Тихо использовал в качестве примера самого себя, поскольку именно он позаимствовал геометрический аппарат планетной астрономии Коперника, впоследствии преобразованный в геоцентрическую систему.

Тиге Браге родился в 1546 г. в аристократической датской семье в принадлежавшем ей замке в Кнудструп в Сконе; сейчас эта территория является самой южной провинцией Швеции, но в то время она управлялась Данией. У Тихо (ему присвоили латинизированную форму его имени, под которой он, собственно, и вошел в историю) были хорошие связи с обеими ветвями его богатого семейства. Семья по материнской линии едва ли не монопольно представляла всю иерархию Лютеранской церкви в Дании. Его отцу, члену Королевского cовета, поручили командование крепостью в Хельсинборге, перекрывавшей водный путь из Хельсингера, являвшийся стратегически важным выходом в Балтийское море. В течение большей части своей жизни Тихо придерживался твердой политической и социальной позиции, но, волею судьбы, она не выдержала испытание временем. Его воспитание строилось по более или менее стандартной модели: детство он провел в замке своего дяди, но, в отличие от братьев, которых, как и его, отправили из дома в статусе сквайров, он оказался более удачлив в академической карьере. В тринадцать лет он поступил в Лютеранский университет в Копенгагене, где тесно сошелся с профессором медицины Йоханом Пратенсом, поощрявшим его интерес к астрономии. Ему еще не исполнилось и четырнадцати, когда солнечное затмение 1560 г. пробудило в нем интерес к практическим вопросам проведения наблюдений, после чего он приобрел копию эфемерид Стадия, основанных на Прусских таблицах Коперника.

Тихо часто перемещался из одного университета в другой – Лейпцигский, Виттенбергский, Ростокский, Базельский, Аугсбургский, – делая вид, что изучает главным образом право, и не возвращался в родную Данию вплоть до 1570 г. В 1566 г. во время дружеской дуэли с еще одним датским аристократом удача изменила ему и шпага соперника скользнула по его переносице. Всю оставшуюся жизнь он был вынужден скрывать эту рану под металлической пластиной, что, как можно себе представить, приносило ему большие страдания. Его интерес к алхимическим экспериментам мог быть вызван желанием найти наиболее подходящий сплав для протеза. В итоге он остановил свой выбор на сплаве из золота, серебра и меди.

127

Тихо Браге (1546–1601) по наброску Тобиаса Гемперле (ок. 1578), воспроизведенному Датским Королевским обществом в 1901 г.

С годами интерес Тихо к астрономии все более укреплялся. Датский король Фредерик II собрал вокруг себя группу талантливых ученых и уже начал было проявлять интерес к научной деятельности Тихо и его дяди по материнской линии Стену Билле из Херевадского аббатства, как вдруг оба они, неожиданно для себя, получили новый интеллектуальный статус. 11 ноября 1572 г., возвращаясь после заката на ужин из своей алхимической лаборатории, Тихо увидел новую звезду в созвездии Кассиопея. Он достаточно хорошо знал созвездия и не сомневался в том, что прежде такой звезды там не было, но даже если это не так, новая звезда сияла значительно ярче всех остальных, даже ярче Венеры. К тому времени его инструменты отличались заметной примитивностью – в его распоряжении находились только секстант и поперечный жезл – однако они позволили ему измерить положение новой звезды относительно близлежащих звезд и убедиться в том, что она не движется, а следовательно, не является кометой. Он продолжал свои измерения и регистрировал изменение (как он полагал) размеров звезды, ее блеска и цвета вплоть до марта следующего года, когда эта новая звезда – stella nova – перестала быть видимой.

В максимуме своего блеска «nova» Тихо была видна даже днем. Его тщательные наблюдения за изменением блеска звезды позволили Вальтеру Бааде в 1945 г. классифицировать ее как сверхновую первого типа. Вспышки сверхновых настолько редки, что за последнюю тысячу лет можно насчитать не более пяти сверхновых звезд, видимых невооруженным глазом. Наиболее яркая и наиболее долго сияющая из всех зарегистрированных сверхновых наблюдалась в Европе, на Ближнем Востоке и в Китае в 1006 г. н. э. Результаты тщательного определения положения звезды, сделанные Тихо, а также Михаэлем Местлином в Германии и Томасом Диггерсом в Англии, сохранились и позволили отождествить ее с радиоисточником 3С 10, о котором теперь известно больше, благодаря имеющимся более ранним наблюдениям.

128

Положение новой звезды (stella nova, позже классифицированной как сверхновая) 1572 г. в созвездии Кассиопея. Тихо наблюдал ее в Герреваде и годом позже опубликовал приведенное здесь изображение.

Примененная Тихо детально разработанная программа наблюдений новой звезды оказала, можно считать, огромную услугу современной космологии. Звезда, в отличие от кометы, была не только неподвижной; Тихо имел все основания утверждать, что параллакс звезды исключал всякую возможность ее нахождения ближе Луны. Она мерцала как звезда, у нее отсутствовал хвост, обычно присущий кометам, и ее относительная стабильность исключала мысль о принадлежности к испарениям в земной атмосфере. Главные положения стандартной аристотелевской космологической доктрины (даже если учесть изначальное недоверие к ним Тихо) были весьма однозначны: сторонники Аристотеля полагали, что надлунное пространство, содержащее планетные сферы, должно пребывать неизменным, и вдруг появилось противоречащее этому свидетельство. К началу 1573 г. Тихо убедился в надежности своих наблюдений и опубликовал небольшой астрологический и метеорологический трактат, ненавязчиво включив в него размышления о появлении новой звезды. (Можно сравнить зарисовку Тихо, представленную на ил. 128, с зарисовкой Хагеция на ил. 129.) Он писал, пытаясь имитировать риторический стиль многих гуманистических образцов, оставленных такими авторами, как Фичино и Парацельс, но в его сочинении содержалось нечто выходящее за рамки поверхностно-почтительного отношения к канону. Тихо осмелился бросить тень сомнения не на кого-нибудь, а на самого Аристотеля. Он как бы намекал – а вдруг и кометы, подобно новой звезде, находятся над Луной, а это входило в открытое противоречие с аристотелевскими представлениями об их природе.

129

Более позднее изображение сверхновой 1572 г., ставшее доступным для широкого круга читателей. Опубликовано во Франкфурте в 1576 г. врачом Рудольфа II Тадеушем Хагецием (Гайеком).

В 1577 г. он получил возможность проверить свои рассуждения. Появилась комета, с яркостью, сопоставимой с яркостью Венеры, а длина хвоста достигала 22°. Наблюдения Тихо за этой кометой (которую он заметил во время ловли рыбы на ужин) представляют собой образец того, как нужно использовать наблюдения подобного рода. Сначала он вывел кометную траекторию в экваториальных и эклиптических координатах, определяя ее положение не по единственному измерению, а по большому количеству замеров. Другими словами, он сознательно стремился к тому, чтобы получить среднюю траекторию на основе возможно большего количества данных. Новизна этого подхода была столь же непривычна для склонных к созерцательности сторонников Аристотеля, как стремление видеть в кометах дурное предзнаменование. Наблюдая за кометой с ноября 1577 г. по январь следующего года, он не нашел никаких признаков параллакса. Это утвердило его в мысли о расположении кометы выше сферы Луны. Она двигалась по траектории, отстоящей от эклиптики на 29°15′, под гораздо большим углом, чем планеты, и в обратном направлении. В конечном счете он пришел к выводу, что она находится в пределах сферы Венеры, хотя десятью днями позже, пересмотрев свои записи, он заключил: она должна располагаться гораздо дальше – в сфере Солнца. Именно в это время (вполне вероятно, при участии Кристофа Ротмана) ему пришла в голову мысль, что столь горячо любимые Аристотелем «сферы» его космологии не такие уж непроницаемые.

В период между наблюдением новой звезды и кометы Тихо продолжал свободно путешествовать. Он прочел курс лекций в Копенгагенском университете (с явным коперниканским уклоном) и в 1575 г. посетил в Касселе ландграфа Гессен-Касселя Вильгельма IV. Ландграф тоже был астрономом, владевшим набором прекрасных инструментов, и они совместно производили систематические наблюдения в течение недели; Тихо использовал полупортативные инструменты и повсюду возил их с собой. Это положило начало дружбе, результатом которой стала объемная и содержательная переписка, опубликованная Тихо двадцать лет спустя. После посещения Касселя он продолжил свое большое турне. Тихо побывал во Франкфурте, Базеле, Венеции, Аугсбурге, Регенсбурге, Нюрнберге и Виттенберге; где бы он ни был, он везде устанавливал контакты с астрономами и собирал идеи по изготовлению инструментов. После того как он вернулся в Данию, ни у кого не оставалось сомнений: и король, и его придворные начнут придавать политическую ценность его работе, поскольку ни Тихо, ни они сами не могли игнорировать ее астрологической подоплеки, особенно в том, что касалось появления новой звезды. Как только сложились благоприятные обстоятельства, король Фредерик II даровал ему феодальное владение с перспективой служения Датской короне, что делали все его предки, но молодой астроном не захотел такой судьбы. Он собирался переехать в Базель, но в феврале 1576 г., через несколько месяцев после прибытия в Данию, король сделал ему новое предложение. Возможно по рекомендации ландграфа Фредерик даровал Тихо остров Вен в Датском проливе, обеспечил его щедрым финансированием и попросил основать там обсерваторию.

Тихо принял предложение короля и проработал на острове Вен в течение более чем двадцати лет, основав на нем лучшую для того времени обсерваторию Ураниборг. Это название может быть переведено как «Замок Урании»; Урания – одна из девяти муз, муза астрономии. (Uranus, или Ouranos по-гречески, бог неба, но Тихо называл это место своим «музеем» – местом, обустроенным во славу Урании. Каждый хорошо образованный студент был знаком с Уранией по книге Марциана Капеллы о семи свободных искусствах.) Во времена своего расцвета Ураниборг был оснащен полным набором инструментов, не говоря уже о ветряной мельнице и бумажной фабрике, типографии, фермах, рыбоводных прудах и домашней прислуге, необходимой для обслуживания всего этого хозяйства. Но все это блекнет на фоне плеяды талантливых ученых-астрономов, которых Тихо собрал вокруг себя. Этот далеко не бедный человек с широкими связями обладал богатым опытом проживания в домах покровителей просвещения. Один из визитов имел особенно сильное влияние на его мировосприятие, а именно – визит во дворец ландграфа, образованного человека, внимательно следившего за распределением должностей и даже за программами учебных курсов в основанном его отцом Университете Марбурга. Он был щедрым покровителем всех, кто мог обеспечить его наиболее совершенными научными инструментами, а также тех, кто умел с ними обращаться. Один из заказанных ландграфом инструментов, как мы увидим далее, чуть было не стал причиной нанесения ущерба интеллектуальной собственности датчан.

Тихо, без сомнения, питал слабость к привычкам благородного общества, однако его устремления не ограничивались тривиальным астрономическим эстетством. Здание обсерватории было тщательно спланировано, оснащено водопроводом, кухнями, библиотекой, лабораторией и восемью комнатами для ассистентов. Около 1584 г. рядом построили еще одну обсерваторию; в Стьернеборге («Замке Звезд») находились дополнительные инструменты, установленные на прочном основании, закрепленном в подвальных комнатах. На потолке красовалась собственная система Тихо, на стенах висели портреты шести величайших астрономов прошлого – от Тимохариса до Коперника, среди которых располагались также портреты самого Тихо и одного из тихонидов – его еще не родившегося наследника. Он заказал несколько своих портретов, и их очевидное сходство объясняется, по всей видимости, тем, что их написал в соответствии с понятием о красоте, достойной портретной живописи, один и тот же аугсбургский художник Тобиас Гемперле, к которому Тихо, как говорят, испытывал особую привязанность (ил. 127 выше). Не лишенный простодушного тщеславия, он испытал приятные чувства, когда неожиданно узнал, что его труднодоступное учреждение становится местом паломничества. Среди наиболее влиятельных в социальном отношении посетителей Ураниборга был Яков VI Шотландский, ставший впоследствии Яковом I Английским.

Тихо основал полноценный исследовательский институт в лучших астрономических традициях, а прекрасное инструментальное оснащение его обсерватории превосходило все сделанное ранее. Представление об устройстве обсерватории можно получить из ил. 130 и 131, а один из используемых им инструментов изображен на ил. 132. В число его инструментов входили птолемеевы линейки, армиллярные сферы, секстанты, октанты и азимутальные квадранты; некоторые были изготовлены из дерева, а другие – из латуни. У него имелись небесные глобусы, один из них достигал полутора метров в диаметре. На стене, установленной в плоскости меридиана, располагался его лучший инструмент – квадрант радиусом 1,8 метра со шкалой, размеченной трансверсальными точками, позволявшими более надежно измерять углы с точностью до долей градуса. Этот стенной квадрант тоже украшал портрет Тихо. Он умело использовал своих помощников во время проведения наблюдений. Один из наблюдателей наводил на объект линейку квадранта с помощью расположенных на ней диоптров, другой вносил измерения в журнал, а третий отмечал время по двум часам с секундным ходом. Часы отличались заметным несовершенством, но их ход периодически выверялся по движению неба (ил. 133). Среди нововведений Тихо отметим учет ошибки инструмента и перекрестную сверку результатов, полученных на разных инструментах.

130

Окрашенный в белый цвет замок Ураниборг, ок. 1591. (Из сочинения Тихо «Astronomiae instauratae mechanica» [1598].)

131

Восточный фасад Ураниборга. Весь верхний уровень был занят инструментами, некоторые из них отличались отменным качеством, как, например, экваториальная армиллярная сфера, азимутальный полукруг и треугольный секстант, а другие коллекционировались из ностальгических соображений. В подвалах располагались шестнадцать печей для различных нужд – химических, технических и бытовых. Там же находились кладовые и складские помещения. (Из сочинения Тихо «Astronomiae instauratae mechanica» [1598].)

Определяя широту Вена по высоте небесных светил, он заметил, что Полярная звезда (конечно, с введением должной поправки на расстояние от истинного полюса) дает значение, отличающееся от результатов, полученных по Солнцу. Причиной этого, как он догадался, является атмосферная рефракция. Он не был первым, как нам уже известно, кто обратил на это внимание, но он исследовал это явление наиболее полно по сравнению со своими предшественниками и заметил, что немаловажную роль в нем играют сезонные изменения и температурные эффекты. Он свел результаты, полученные для Солнца в единую таблицу, включив туда (ошибочный) солнечный параллакс. И все же в целом полученные им итоговые данные обладали беспрецедентной точностью. Большинство его ранних измерений было произведено с точностью от трех до четырех минут дуги; впоследствии он достиг точности, зачастую превосходящей одну минуту дуги для звезд и чуть худшую (но ненамного) для планет. Это превосходило уровень точности лучших астрономов Востока примерно в пять, а иногда и в десять раз, даже если выбрать для сравнения обсерваторию Улугбека в Самарканде. Точность, достигнутая Тихо, обеспечила его достоверными данными при расчете прецессионного движения звезд, для которого он получил значение 51″ в год. Эта величина, как он полагал, непостоянна, но ее расчетное значение можно без особого ущерба применять в течение довольно долгого периода времени. На деле, он намеревался более подробно исследовать этот вопрос и, кроме того, заняться другими долговременными изменениями, влияние которых необходимо учитывать в солнечной теории, но этим намерениям не суждено было сбыться. Он определенно испытывал горячее стремление создать рабочую модель для прецессии точек равноденствия, но краткий набросок одной из таких моделей, основанной на его модели лунных широт, изложенной им в письме к Скалигеру, оказался непригодным и отнюдь не свидетельствовал о силе его теоретического мышления.

132

Самый большой азимутальный квадрант Тихо, изготовленный из стали, который был модернизирован и установлен в Стьернеборге в 1588 г. (Из сочинения Тихо «Astronomiae instauratae mechanica» [1598].)

133

Гравюра, на которой изображен большой стенной квадрант Тихо 1582 г., из его «Astronomiae instauratae mechanica» (1598). Портрет Тихо, представленный внутри квадранта, датируется по картушу 1587 г., когда ему было 40 лет. Он изображен указывающим на передний визир квадранта, сделанный в виде отверстия в стене. С помощью этого инструмента можно непосредственно определять высоту на меридиане и (почти непосредственно) склонение (экваториальную координату). Обращает на себя внимание градуировка квадранта, содержащая деления трансверсалей, которая в определенных удачных случаях позволяла считывать показания с точностью до десяти угловых секунд. Часы довольно точно отсчитывали короткие интервалы, но Тихо полагал, что они недостаточно точны для определения времени прохождения через меридиан. Время прохождения через меридиан давало возможность определить с помощью простейших процедур другую экваториальную координату (часовой угол или прямое восхождение), но он предпочитал использовать для этих целей армиллы или секстанты. Стена большого квадранта была расписана Хансом Книпером, Хансом ван Стенвинкелем и Тобиасом Гемперле. На дальнем плане обсерватории изображены люди, осуществляющие наблюдения на верхнем уровне, уровнем ниже – библиотека (с большим глобусом), а на самом нижнем уровне алхимическая лаборатория. Совершенно очевидно, что все эти занятия не вызывают никакого энтузиазма у собаки.

Его лучшие помощники, которыми он старался окружить себя, например картограф Виллем Блау, Кристиан Соренсен Лонгомонтан, Пауль Виттих и Иоганн Кеплер, прославились впоследствии благодаря своим собственным достижениям. Виттих из Виттенберга обладал незаурядным интеллектом, но пробыл в обсерватории лишь несколько месяцев, после чего Тихо счел его неблагонадежным. Например, он полагал, что Виттих перешел границы дозволенного при передаче определенной технической информации ландграфу Гессен-Касселя. Тихо был в хороших отношениях с ландграфом, но, видимо, существовал какой-то предел, в рамках которого он хотел делиться с ним своими соображениями. Виттих обладал независимым характером и счел невозможным находиться у Тихо на вторых ролях. Он уже набросал несколько геоцентрических схем, имевших определенное сходство с позднейшей тихонианской системой, в своих комментариях к «De revolutionibus» Коперника. Он познакомил Ураниборг с полезной техникой вычислений, существенно упростившей тяжелый труд тригонометрических вычислений посредством замены операций умножения и деления на операции сложения и вычитания. Вероятно, Тихо счел это чем-то, что должно принадлежать только ему, и сильно разгневался, когда в 1588 г. эту технику опубликовал в своей книге его конкурент Николай Реймерс Бэр. Бэр (известный также по латинскому эквиваленту его имени «Ursus», то есть медведь), императорский математик, посетил Ураниборг в 1584 г. и, если верить Тихо, украл у него еще кое-какую интеллектуальную собственность. Чуть позже мы подробнее рассмотрим эти обвинения. Раритетную брошюру, напечатанную в 1599 г. (сохранился только один ее экземпляр), содержание которой сводилось к опровержению обвинений Тихо, написал, по всей видимости, сам Урсус; он поставил себе цель показать, что гелиоцентрические гипотезы отнюдь не являются безусловным новшеством и восходят, если говорить о древних авторах, еще к Аполлонию Пергскому и Марциану Капелле; кроме того, их можно найти у Коперника.

Аргументация Тихо относительно кометы 1577 г. исчерпывающе изложена на латинском языке в его работе от 1588 г., напечатанной в его собственной типографии. Она вышла под заголовком «De mundi aetherii recentrioribus phaenomenis» («О недавних явлениях в небесном мире») и являлась второй частью трилогии, которую он запланировал, но так и не успел издать. Ее выход в свет был анонсирован чуть ранее в небольшом немецком трактате. Наблюдения Тихо за новой звездой и кометой в итоге заставили его отказаться от мысли, что аристотелевские сферы являются чем-то реальным в строгом смысле этого слова: они по меньшей мере не препятствовали движению кометы в надлунном мире, а также появлению и затуханию звезды. Этот вывод достался ему ценой немалых мучений: в 1578 г. он все еще верил в прочность и непроницаемость небесных сфер, но не позднее чем в 1586 г. полностью отказался от этих взглядов.

Разгорелась серьезная дискуссия о том, насколько твердо астрономы прошлого были убеждены в прочности и непроницаемости небесных сфер – доктрине, первым критиком которой долгое время считался Тихо Браге. Обращение к сочинениям средневековых комментаторов Аристотеля не дало почти никаких результатов, поскольку сам Аристотель не сказал ничего определенного о природе небесных сфер, их твердости или текучести. Средневековые авторы подчас неправильно трактовались теми, кто не знал, что слово «твердый» (по латыни – solidus) часто имело значение «трехмерный» и никак не соотносилось с прочностью или твердостью в актуальном для них смысле заполненного пустого пространства. Таким образом, «твердые сферы» понимались в Средние века примерно так же, как армиллярная сфера, состоявшая только из колец и неощущаемого воздуха. Сложно сказать, когда в точности термин «твердый» и родственные ему слова приобрели устоявшееся современное значение, но в некоторых регионах это случилось раньше начала XVI в. Как бы то ни было, вопрос о непроницаемости сфер активно дискутировался еще до открытий Тихо. Можно найти большое количество авторов, творчество которых приходится на вторую половину XVI в., готовых рассматривать планеты как объекты, движущиеся в жидкой среде (подобно тому как рыбы плавают в воде) или даже в воздухе. Одни из них пришли к такому выводу исходя из философских соображений, другие – опираясь на здравый смысл. Кристоф Ротман использовал для этого астрономические свидетельства. Исследовав комету 1585 г., он описал ее в трактате, написанном в 1585–1586 гг., заместив твердые сферы жидкой средой. Трактат был опубликован только в 1619 г., но есть подтверждающее свидетельство Тихо о том, что в своем письме к Ротману, написанном в 1587 г., он сообщал ему о знакомстве с его воззрениями. Астрономические соображения, вынуждавшие отказаться от твердых сфер, высказывались и до Ротмана, в частности в трактате ректора Виттенбергского университета Иоганна Хардега (1573) о недавно появившейся новой звезде (которую он интерпретировал как комету). Тихо пересмотрел свой подход к трактовке сфер почти одновременно с Ротманом, и можно поверить его прозрачным намекам в письме, что он независимым образом пришел к такому же заключению. Однако его уверения в том, будто он уже не один год придерживается подобных взглядов, не столь искренни. Это было не так.

Но отложим на время разбор тонкого вопроса о приоритете, так как эта тема содержит еще кое-что, причем гораздо более важное. Планеты, как тогда считалось, прочно закреплены на твердых квазиматериальных сферах, поэтому их движения напрямую следовали из движения сфер. Большинство людей полагали, что планетной физике достаточно только этого. Когда сферы исчезли или по меньшей мере утратили свою прочность, с неизбежностью возникла новая проблема. Что поддерживает планеты в движении, которым они обладают согласно наблюдениям? Новый подход должен был объяснить динамику Солнечной системы, используя для этого теорию планетных сил. В этом смысле Тихо можно считать человеком, подготовившим почву для астрономии XVII в.

Вывод, к которому пришел Тихо, как может показаться, был нацелен на расчистку дороги коперниканству, тем не менее это не входило в его намерения. Уже начиная с 1574 г. он указывал в своих лекциях на математическую абсурдность эквантов у Птолемея и физическую абсурдность движения Земли у Коперника. Еще до этого Эразм Рейнгольд и Гемма Фризий обратили внимание на то, с какой легкостью можно преобразовать систему Коперника, чтобы Земля опять стала неподвижной, а все остальные планеты обращались вокруг нее, без какого-либо ущерба для геометрических соотношений системы. В 1578 г. Тихо окончательно утвердился в мысли, что внутренние планеты обращаются вокруг Солнца; а в 1584 г. – в том, что аналогичным образом ведут себя и внешние планеты. Главное возражение против этой системы заключалось в следующем: орбита Марса в таком случае должна была пересекать орбиту Солнца, а пересечение сфер означало бы, что одно вещество способно проникать сквозь другое. В 1582–1584 гг. он потратил много времени, пытаясь решить этот вопрос с помощью измерения параллакса Марса, но пришел к неутешительным выводам. Однако сообщение о новой звезде и о комете, хотя и с большим опозданием, но натолкнуло его на мысль о том, что упомянутое пересечение не представляет серьезной проблемы, поскольку сферы не являются непроницаемыми.

134

Наиболее широко известный вариант системы мира Тихо Браге, перерисованный из его книги о комете 1577 г. (опубликовано в 1588 г.)

Система Тихо была впервые опубликована в главе, спешно добавленной к его работе 1588 г. (Ил. 134 является перерисовкой иллюстрации из этой книги Тихо.) В глазах многих его современников это выглядело величайшим достижением: человек снова вернулся в центр мироздания. По мере накопления новых данных в ходе текущего и следующего столетий, когда невозможно было применить систему Птолемея, многие авторы прибегали к схеме Тихо или другим аналогичным схемам, обладавшим большей психологической привлекательностью. Существовали различные ее вариации, например Николая Бэра (Урсуса) и наиболее лояльного и способного помощника Тихо Лонгомонтана. В следующем столетии нашлись итальянские астрономы, которые предпочли вернуться к схеме Марциана Капеллы (с Меркурием и Венерой, движущимися вокруг Солнца, обращавшегося вокруг Земли вместе с остальными планетами; мы говорили об этом в главе 10). В 1651 г. иезуит Джованни Баттиста Риччоли опубликовал один из вариантов этой схемы, где вокруг Солнца обращался еще и Марс. После того как была усвоена легкость подобных геометрических преобразований, поиск альтернативных схем такого рода стал досужим интеллектуальным развлечением.

Поскольку звезды не обнаруживали параллакса даже при использовании прекрасных инструментов Тихо, то не было и явного критерия выбора в пользу той или иной теории, за исключением простоты, которая, в свою очередь, могла определяться исходя из самых разных предпосылок. Звезды, как полагал Тихо, лежат внутри некой оболочки, центр которой совпадает с Землей, но расстояния до них не обязательно одинаковы. Предполагалось, что они располагаются почти сразу за Сатурном. Как и многие его предшественники, Тихо не верил в возможность создания Богом такого большого объема никак не используемого пустого пространства. Несмотря на все введенные им усовершенствования, он во многом продолжал оставаться крепким традиционалистом. Его физическое описание Вселенной содержит много заимствований из Аристотеля – он отказался от сферы огня, но только для заполнения ее сферой воздуха; кроме того, он почерпнул кое-какие сведения из традиционной астрологии. Он был убежден в надежности астрометеорологии и для доказательства этого в течение пятнадцати лет ежедневно вел запись погодных условий. Изучение гороскопов знаменитых людей ни к чему его не привело, в результате чего он задался вопросом, а не астрономия ли является слабым звеном в цепи прочих неоспоримых аргументов?

Он допустил несколько астрономических оплошностей, например принял за величину солнечного параллакса завышенное (более чем в двадцать раз) античное значение 3 минуты, по всей видимости, заимствовав его у Птолемея. Это, в свою очередь, внесло ошибку в угол наклона эклиптики и занизило ценность прекрасной теории солнечного движения, продолжавшей, несмотря ни на что, оставаться лучшей из всех созданных ранее. С 1578 г. и до середины 1590‐х гг. Тихо примерно раз в три дня измерял полуденную высоту Солнца (на меридиане), используя для этого различные инструменты. Это стало одной из его привычек, от которой он так и не смог отказаться. Его ночные наблюдения накапливались с еще большей быстротой, и многократные измерения с использованием самых разных инструментов стали для него обычным делом. Например, наблюдая лунные затмения, он работал с тремя различными командами наблюдателей. Он мог спокойно потратить целое десятилетие на решение какой-либо одной задачи, что он и сделал, составляя свой звездный каталог. Этот каталог – лучший из всех созданных без использования оптических инструментов, и, вне всяких сомнений, он представлял собой главным образом результат труда его помощников – как в отношении наблюдений, так и в отношении расчетов; в нем имеется достаточное количество второстепенных недочетов, но сам подход к решению этой задачи был в высшей степени надежным. К 1588 г. Тихо имел для долготы своей главной опорной звезды α Овна значение, отличающееся от истинного не более чем на 15″. Положения других двадцати опорных звезд определены им примерно с такой же точностью, и подавляющая часть каталога привязана к этим звездам.

Если точность наблюдательной работы Тихо является его наиболее часто упоминаемым достижением, то единственным его относительно долговечным вкладом в теоретическую астрономию являлись некоторые аспекты его лунной теории. Он отложил ее публикацию на поздние стадии своего чрезвычайно обширного издательского проекта, посвященного, на первый взгляд, новой звезде, но на деле содержавшего данные, имеющие отношение к широкому спектру решаемых тогда астрономических задач. Он систематически производил лунные наблюдения начиная с 1581 г. Первые подозрения в недостаточном совершенстве традиционных теорий возникли у него, когда он попытался рассчитать время наступления затмения. Он начал производить наблюдения за пару дней до события и таким образом определил его точное время. Он обнаружил, что в 1590 г. он, по факту, потерял первый час затмения; в 1594 г. расчеты опять привели его к запаздывающему значению: создавалось впечатление, что приближаясь к полнолунию, Луна начинала ускоряться. А значит, сказал он, поскольку в среднем период ее обращения не меняется, в каком-то месте она должна двигаться с замедлением. Но в каком? Он решил проверить октанты (серединные положения между сизигиями и квадратурами) и тщательно пронаблюдал Луну в этих точках.

Так он открыл то, что сегодня называется «вариацией» – первое абсолютно новое астрономическое неравенство, добавленное в теорию со времен Птолемея. Это открытие позволило Тихо кардинальным образом уменьшить остаточное отклонение (погрешность) лунной долготы.

В 1595 г. ему понадобилось более подробно заняться изучением движения Луны как по широте, так и по долготе. Вскоре Тихо открыл медленное изменение наклона лунной орбиты. Он довольно быстро сообразил, что прежнее округленное значение 5° справедливо только для сизигия, а в квадратуре более точным является значение 5°15′. Это привело его к модели, где полюс лунной орбиты совершает два оборота по малому кругу за один (синодический) месяц; спустя определенное время он заметил, что это было очень схоже с моделью эклиптики у Коперника и что узлы лунной орбиты должны осциллировать около некоторых средних положений. Это потребовало внести еще одно «исправление» в его теорию широт. Тихо трудно назвать отличным математиком, но в данном случае у нас есть возможность с предельной очевидностью убедиться в том, как он компенсировал этот недостаток мощью своей интуиции.

До 1598 г. Тихо добавил еще одно исправление в движение Луны, произведя вычисления с учетом продолжительности года (конечно же, солнечного). Максимальное значение этого параметра составляло всего лишь 11 минут дуги, и все же он каким-то образом сумел получить точное значение этой величины. (В определении времени достижения указанного максимума он был менее удачлив.)

Он внес все вышеперечисленные результаты в уже существующую лунную модель Коперника, и они были наполовину отпечатаны, воплощая высшее достижение его монументального труда, когда – благодаря настояниям главным образом Лонгомонтана – решил подправить один недочет этой модели. Хотя вопрос об изменении расстояния до Луны (а соответственно, и ее видимых размеров) был отрегулирован у Тихо гораздо лучше, чем в птолемеевой модели, он по-прежнему оставался далеким от удовлетворительного решения. Тихо усвоил коперниканский урок о двойных эпициклах. Он ввел второй эпицикл в ту часть расчетов, где Коперник получал первое неравенство. Тщательно подбирая параметры размеров и скорости, он сумел получить немного улучшенную, но все еще далекую от совершенства модель лунных расстояний. В этом смысле ее несовершенство уходило на второй план перед фактом, который казался ему более весомым, – точным воспроизведением движения Луны в пространстве.

Второе лунное неравенство (известное сегодня как эвекция) объяснялось Птолемеем посредством введения в центр лунной модели небольшого круга. Коперник освободил центр от этого механизма, но у Тихо уже было два эпицикла, поэтому он вернул его обратно. В результате модель получилась сложнее, чем у Птолемея, и это при том что Тихо никогда не стремился привнести в более или менее пригодную для него лунную модель все свои открытия. (Например, он обошел стороной бо́льшую часть годичных уравнений.) Тем не менее его вклад в лунную теорию поистине огромен и это стало очевидным сразу же после того, как Кеплеру удалось интегрировать ее в собственную, более точную теорию.

Пытаясь справиться с проблемами лунной теории, Тихо одновременно разрабатывал новую теорию планет, однако завершал эту часть его программы уже Лонгомонтан. Пробыв на острове Вен с 1589 по 1597 г. и еще раз встретившись с Тихо Браге в 1600 г., Лонгомонтан, уже на исходе жизни своего патрона, наконец, опубликовал книгу «Astronomica Danica» («Датская астрономия»), которая вышла в 1622 г. Дополненная двойными эпициклами, она содержала в себе элементы как тихонианской, так и коперниканской традиций.

Тихо не сумел добиться поставленной перед собой цели, и в этом были повинны в том числе внешние обстоятельства. После смерти его царственного патрона и окончания регентства с участием его братьев на престол вступил новый молодой король Кристиан IV. Тихо имел дурную привычку ссориться со всеми без разбора, включая жильцов собственного дома, ученика, обручившегося с его дочерью, и даже самого короля. Он быстро утратил статус фаворита и вынужден был искать патронат на стороне. В итоге в 1597 г. он покинул Вен в сопровождении огромного вещевого обоза и сначала остановился в Гамбурге. Там в 1598 г. в замке Г. Ранцау, но на собственном печатном станке Тихо, наконец, приступил к изданию своей книги «Astronomiae instauratae mechanica» («Механика обновленной астрономии»), представлявшей собой иллюстрированное описание его обсерватории и инструментов. Она снискала чрезвычайную популярность и была переиздана в 1602 г. в Нюрнберге. Спустя некоторое время этот труд стал задавать стандарт инструментального оснащения лучших европейских обсерваторий. На деле, даже вдали от Европы, например в Китае (мы рассматривали это в главе 5) и Бразилии, где была построена первая обсерватория Нового Света, использовались проекты датского образца. Эту обсерваторию основал в 1640‐х гг. Георг Маркграф, немецкий астроном, состоявший на службе у принца Иоганна Морица Нассау-Зигена, губернатора Голландской колонии в Бразилии.

С тщательно продуманным далеким расчетом Тихо посвятил свою книгу 1598 г. императору Рудольфу II, жившему в Праге. После рассмотрения вариантов расквартировки в какой-либо другой части Европы Тихо в итоге принял патронат Рудольфа в июне 1599 г. Переезд в Богемию означал, что он должен был перевезти свои наиболее легко транспортируемые инструменты, заново установить их и произвести реорганизацию команды помощников. Уютно расположившись в замке в Бенатках, он приступил к основанию новой обсерватории, но почти все его время уходило на приведение в порядок прежних наблюдений. В Праге он успел поработать со своими инструментами не более года, поскольку вскоре, в октябре 1601 г., скончался без каких-либо видимых признаков серьезной болезни. Замок в Бенатках сохранился, но инструменты пропали. Что касается Ураниборга, то там не осталось ничего, кроме аккуратно раскопанных археологами фундаментов, поэтому лучший вид на него в наше время открывается с воздуха.

В Праге Тихо взял на службу Кеплера – наиболее известного из своих помощников. Ему поручили разобраться с материалами по Марсу, и именно он подготовил к печати величайшую работу Тихо под названием «Astronomiae instauratae progymnasmata» («Приготовление к обновленной астрономии»). Она вышла в 1602 г. Другая книга, которую было поручено написать Кеплеру, содержала возражения Тихо на нападки Бэра. Но Бэр умер в 1600 г., и Кеплер с легким сердцем отказался от публикации этой книги. Она вышла в свет только в XIX в. Уже на смертном одре Тихо попросил Кеплера составить обоснование его планетной теории тремя способами – с точки зрения Птолемея, Коперника и его самого, что Кеплер и выполнил, но лишь отчасти, в своей «Astronomia nova», показав всем последующим авторам учебных пособий поучительный пример того, как сложно иногда бывает сделать правильный выбор. Император Рудольф II с нетерпением ожидал, когда Кеплер закончит астрономические таблицы, но Рудольфовы таблицы вышли только в 1627 г., то есть через пятнадцать лет после смерти Рудольфа. На тщательно продуманном фронтисписе (который, кстати, также размещен на фронтисписе этой книги) Кеплер отдает дань особого уважения истории, хотя наследникам Тихо не очень понравился ранний черновой вариант рисунка. Что касается самих таблиц, то Тихо предполагал составить их, используя свой собственный метод. И хотя наблюдательная база их окончательной версии опиралась исключительно на результаты, полученные Тихо, лежавшая в их основе теория отнюдь не являлась таковой. Это была теория самого Кеплера.

Полемика, возникшая между Тихо и Бэром, хорошо иллюстрирует старую философскую дилемму, обязанную в гораздо большей степени своим возникновением именно астрономии, а не какой-либо другой науке. Имеют ли выводы научных теорий какое-то отношение к природе описываемых ими вещей? Эта тема уже приобрела широкую популярность благодаря не вполне честному предисловию Осиандера к книге Коперника. Бэр был не меньшим скептиком, чем Осиандер. Коперник, Тихо и Кеплер склонялись к тому, что искомая ими система должна быть истинной и, в некотором смысле, реальной, а здравая астрономическая теория представляет собой нечто большее, чем средство прогнозирования грядущих событий. Бэр прекрасно понимал, что точный прогноз не является гарантией истинности теории, так как из ложных предпосылок, как иногда бывает, следуют правильные выводы. В Средние века эта чисто логическая точка зрения часто приводилась в качестве аргумента. Это сильно раздражало астрономов, но для лучшего понимания негодования Тихо нужно вспомнить почти детективную историю о том, как Бэр пошел на жульничество, чтобы присвоить себе планетную систему Тихо после тайного ознакомления с ее содержанием.

По происхождению Бэр был сыном крестьянина из Дитмарша (южная часть Ютландского полуострова). Одной этой причины оказалось достаточно для внушения аристократу Тихо мысли, что тот метит не на свое место. История гласит: в 1584 г., во время посещения Бэром Ураниборга, один из учеников Тихо – некий Андреас – якобы обчистил его карманы, когда тот спал. Именно тогда, как предполагается, и нашли уличающие его бумаги. Позже ему предъявлялось в качестве обвинения следующее: в системе Тихо орбита Марса пересекается с орбитой Солнца, а в системе Бэра полностью охватывает ее, так вот эту последнюю схему сам Тихо ошибочно нарисовал на одной из старых диаграмм.

Весной 1586 г. Бэр посетил двор ландграфа Касселя Вильгельма IV и, воспользовавшись случаем, описал свою новую планетную систему. Впечатление, произведенное им на ландграфа, было настолько сильным, что тот заказал одному из лучших изготовителей инструментов того времени Йосту Бюрги механическую копию этой модели – планетарий. Примерно тогда же ландграф написал Тихо письмо, интересуясь кометой 1585 г., и получил благоприятный ответ, доставленный одним из помощников Тихо. Это похоже на начало некоторого научного взаимодействия между двумя центрами, хотя и не всегда добровольного. (Мы видели, как Виттих содействовал переправке в Кассель чертежей многих инструментов, где впоследствии изготавливались их копии.) И что уж точно не входило в намерения Тихо, так это изготовление модели его собственной планетной системы от имени его конкурента.

Было ли здесь воровство или нет, мы не знаем, но система Бэра отличалась от системы Тихо в одном важном аспекте: он сообщил Земле суточное вращение вокруг своей оси, что, фигурально выражаясь, наполовину освободило ее от старых оков. Систему Бэра иногда называют «полутихонианской системой», хотя сам Бэр, вероятно, не согласился бы с этим наименованием, и его с таким же успехом можно было применить ко всем вышеупомянутым альтернативным системам. Ведь если мы откажемся от такого разграничения, то наберется по меньшей мере полдюжины авторов, претендовавших на самостоятельное изобретение подобной системы. Тихо не понравилось замечание Кеплера, что его система является очевидным отступлением от Коперника. Мы уже упоминали о памфлете 1599 г., написанном, скорее всего, Урсусом, в котором излагалась такая же точка зрения.

После того как Бэр утратил свою репутацию, у него, как полагают, начали проявляться признаки психического расстройства, после чего он лишился императорского патроната. Но каково было содержание украденных идей? Выражалось недовольство по поводу присвоения схем, изобретений, формул и таблиц, но никогда не говорилось о законченной системе мира. Когда позже Кеплеру поручили защищать Тихо, он увидел, что на кону стояло нечто гораздо более серьезное, чем амбиции двух людей, а именно – единое представление, замкнутая система гипотез, согласующихся с наблюдениями.

Прежде чем закончить рассмотрение этой полемики, будет полезно вспомнить об опасностях, подстерегавших тех, кто вносил в нее слишком яркие новаторские оттенки. Авторы XVI в. далеко не так часто, как принято об этом думать, настаивали на том, что астрономические теории – это «чистая фикция». Некоторые из них были склонны вслед за Филиппом Меланхтоном и другими астрономами из Лютеранского университета в Виттенберге брать на вооружение лишь отдельные математические приемы Коперника, а не всю его теорию в целом. Подобно прочим, они не являлись истинными коперниканцами, и все же это не делало их «фикционалистами» в строгом смысле этого слова. Большинство из тех, кто серьезно занимался рассмотрением философских вопросов, твердо верили, что астрономия не может претендовать на звание науки, способной предоставить реальное физическое знание. После Коперника и правда стало расти ощущение некоторой свободы в отношении поиска истинной космологической системы. Но, строго говоря, прежние доводы потеряли свою убедительность еще до публикации «De revolutionibus». Например, были такие ученые, как Джироламо Фракасторо, автор трактата «Homocentrica» (1538), пытавшийся возродить в реставрированном виде гомоцентрические сферы Евдокса. Однако, уже в который раз, желаемая свобода не подвигла их на то, чтобы сделать выбор, с их точки зрения, единственно верный.

После всего сказанного должно стать понятно, что по многим причинам путь от Коперника до Кеплера не стал легкой прогулкой. Были места, где его устилал педантизм, так часто сопутствующий академическому инакомыслию. Бэр обвинял Тихо, Кристофа Ротмана и эльзасского автора Хелизея Рёслина в том, что они либо не удосужились прочесть Коперника, либо неправильно его поняли. Кеплер, критикуя Бэра, использовал аналогичную аргументацию. Немалую роль играло и честолюбие. На исходе XVI в. появилось сразу несколько книг, в которых, во всяком случае внешне, вопрос о приоритете выдвижения геогелиоцентрической системы мира обсуждался с точки зрения ее соответствия истине. Методы отстаивания своего приоритета были самыми разными – от юридически-правового подхода Тихо до сатирических инвектив, используемых Бэром, который, вне всяких сомнений, отличался искушенностью в риторике. Например, около 1599 г. Бэр написал небольшой трактат с развернутым названием, оповещающим читателя, что книга содержит доказательство ясного изложения системы Аполлония в работах Марциана Капеллы и Коперника. Причина, по которой он не упомянул имени Тихо, очевидна: обвинение в плагиате, выдвинутое Тихо против Бэра, становилось абсурдным в случае, если гипотеза последнего имеет столь давнее происхождение. Однако гораздо интереснее всех этих стратегий, нацеленных на отстаивание приоритета, были различные мнения, высказываемые по поводу того, как следует судить об истинности астрономических суждений. Тихо, без сомнения, придавал громадное значение ориентации только на собственные наблюдения, и вряд ли нашелся бы кто-то, кто мог сравниться с ним в этом вопросе. К этому времени многие стали подумывать о том, что физическая теория могла бы придать бо́льшую убедительность их суждениям, хотя у каждого, понятно, имелось свое представление о том, какую физику считать верной. Наибольшим авторитетом пользовалось Священное Писание. Для Тихо оно имело большое значение, но гораздо бо́льшую роль оно играло в одной из самых читаемых книг Хелизея Рёслина «De opere Dei creationis» («О трудах Бога над творением», 1597). Некоторые авторы придавали особый вес критическому разбору текста древних источников. Это не всегда являлось знаком обструкционного консерватизма, поскольку одним из тех, кто этим занимался, был Кеплер. Хотя у нас не возникло бы повода уделять ему так много внимания, если бы у него не оказалось других достижений.

Можно сказать, что когда Кеплер ратовал за предельную истинность конкретных астрономических суждений, его философская позиция была слабее, чем у его оппонентов, в силу чего эти суждения следовало бы назвать мнениями, хотя сам он не проникся бы к нам благодарностью, если бы мы назвали их только гипотезами. В отличие от большинства тех, кто на протяжении всей истории догматично отстаивал свои претензии на истину, он не основывал окончательную версию своего учения только на наблюдениях и созданной им теории. Кеплер был силен в риторике, и аргументы, которые он приводил в пользу превосходства Коперника над Птолемеем, во многом основывались на эстетических соображениях простоты, гармонии, изящества и т. д. Кроме того, у него в запасе имелся сильный аргумент в пользу изобретенных им эллиптических траекторий. В отличие от систем с множеством кругов, его эллипсы демонстрировали окончательный вид пути в пространстве, то есть в точности то, что мог видеть наблюдатель, рассматривающий в течение некоторого времени нашу систему из далекой точки пространства. Эллипсы содержали в себе некий тип реальности, отсутствовавший в совокупности кругов.

По всей видимости, именно это имел в виду Кеплер, когда раз за разом повторял, что впервые создал систему, не нуждавшуюся в гипотезах. (Те, кто работал до него, как, например, Тосканелли и Апиан, зарисовывали траектории комет, но делали это без попыток построить хорошо продуманную теорию кометных орбит, поэтому их нарисованные траектории – это только траектории, ни больше ни меньше.) В сущности, тезис Бэра заключался в том, что если две гипотезы дают одинаково хороший результат, то не имеет большого значения, какую из них использовать. Кеплер же настаивал на том, что теории могут быть эквивалентными, но не во всем, а лишь в одном строго заданном отношении; при этом физическая сторона вопроса не должна сбрасываться со счетов. Он не был первым, кто отстаивал такую точку зрения, но по сравнению со своими предшественниками он лучше других понимал, какое громадное значение это может иметь для развития научной теории: он видел, насколько насущна была потребность интеграции математической астрономии в физику и натуральную философию. Он искал возможность подтвердить это с помощью движения планет, и не только с точки зрения геометрии. Можно усмотреть некую надуманность в этом традиционном разделении, но это исторический факт; просто физический образ мышления оказался чрезвычайно восприимчивым к действенному и эффективному усвоению старых геометрических приемов.

Иногда Кеплера в силу свойственного ему понимания необходимости совместного использования физики и астрономии называют первым современным астрономом. У тех, кто работал до него (не исключая Аристотеля и Платона), очевидно, были такие же намерения. Однако Кеплер жил в то время, когда конвенциональная (аристотелевская) физика терпела нападки, например со стороны авторов несколько новых трактатов о кометах. Параллельно с этим шло оспаривание теологических авторитетов, особенно в протестантских странах. Например, учитель Кеплера Михаэль Местлин не сумел обнаружить параллакс кометы 1580 г. и использовал это как повод для острой критики старой физики. Аристотель вполне приветствовался в учебных заведениях того времени, и были места, где такая ситуация продержалась еще лет сто или около того, но астрономия шаг за шагом отдалялась от постулатов, рассматривавшихся ранее как базовые основания его космологии. Кеплер сыграл в этом процессе решающую роль, и есть некоторая ирония в том, что особое вдохновение он черпал в манере суждения, свойственной как астрологии, так и астрономии в ее современном понимании.

Иоганн Кеплер родился в Вайль-дер-Штадте, недалеко от Штутгарта, в 1571 г. Его дед был бургомистром города, а отец – солдатом-наемником, «скандалистом с преступными наклонностями», бросившим, наконец, свою «гориллоподобную и сварливую» жену. Эти характеристики даны самим Кеплером, когда он производил сравнение их характеров по составленным на них гороскопам. В 1617–1620 гг. ему пришлось защищать свою мать, когда ее обвинили в колдовстве.

По прошествии некоторого времени он поступил в Тюбингенский университет, где попал под влияние коперниканца Михаэля Местлина. После получения магистерской степени Кеплер приступил к изучению теологии, но после смерти Георга Стадия в Тюбинген поступил запрос рекомендовать кого-нибудь на замещение вакантной должности преподавателя математики в Лютеранской школе Граца. Университет рекомендовал Кеплера, и в 1594 г. тот покинул Тюбинген, чтобы занять эту должность. Это произошло всего лишь через год после того, как случай предоставил ему счастливую возможность открыть, как он тогда полагал, секрет устройства мироздания.

Здесь надо вспомнить о любопытной астрологической доктрине, выдвинутой Ретиком в «Narratio prima»: следуя устоявшейся астрологической традиции, он предположил, что сила планет возрастает в их апогее и уменьшается в перигее (см. с. 438 выше). Кеплер верил в астрологию. Он не только составил коллекцию гороскопов на членов своей семьи в 1596 г., посредством которых можно произвести научное сравнение их характеров, но еще годом раньше, занимая пост городского математика, опубликовал астрологический календарь с прогнозом на 1595 г. Предсказанные им восстание крестьян и вторжение турок считались вполне ожидаемыми событиями, но невероятно холодная зима, также им предсказанная, – нет. Все его прогнозы сбылись. Удача благоволила ему. Не прошло и трех лет, как он опубликовал сборник прогнозов на каждый год вплоть до 1606 г. В 1618–1624 гг. он возобновил эту работу, на сей раз исходя из более приземленных соображений – для компенсации нехватки не выплаченного ему жалованья. Кеплер высказал несколько часто цитируемых замечаний, будто астрологи добиваются желаемого, только если им сопутствует удача, а астрология – это всего лишь глупая дочь астрономии, но эти высказывания ничего не сообщают о его раннем увлечении астрологией, когда он еще не разочаровался в ней на собственном опыте.

Из-под пера Кеплера вышло восемьсот гороскопов, составленных им по причине безденежья, но это не объясняет необходимость составлять так много гороскопов на самого себя. Он долго и основательно обдумывал вопрос, мучивший его бо́льшую часть жизни, а возможно, и всю жизнь. Согласно его рассказу, он отверг часть астрологии после знакомства с Тихо в Праге, однако позже он довольно ясно заявлял о ее немалых достоинствах. В 1598 г. он писал Местлину, что был «лютеранским астрологом, отделяющим зерна от плевел». Он вполне в духе своего времени возражал против запрещенной небесной магии, понимая под ней не столько астрологию, сколько употребление спиритической или демонической магии. В небольшой работе о «более точных началах астрологии» он перечисляет три типа суждений, лежащих в основе астрологического предсказания: теории 1) физических причин, 2) метафизических или психологических причин и 3) примет. Первые две – справедливы, третья – нет. И это говорил ученый человек, физик-психолог – человек, давно не веривший в строгое аристотелевское разделение надлунной и подлунной областей.

135

Иоганн Кеплер (1571–1630), как он изображен на гравюре Якоба ван дер Хейдена, сделанной с картины неизвестного художника и подаренной астрономом одному из своих друзей в 1620 г. Большинство позднейших портретов было написано по какому-либо из этих двух изображений.

Он тешил себя мыслью, что свет может являться той самой искомой им физической причиной. Даже после того как появился телескоп, он еще пару лет разделял довольно распространенное убеждение, согласно которому планеты светят собственным светом; и если астрологи старой школы ассоциировали планеты с античными богами, из чего они выводили необходимые им качества, то Кеплер полагал, что их характер определяется цветом лучей, посылаемых ими на Землю. Как показывает этот пример, Кеплер творчески подходил к астрологии и, подобно Ретику, вносил изменения в ее принципиальные установки. Ирония заключается в том, что оба ведущих коперниканца столетия – и Ретик, и Кеплер – внесли свой вклад в том числе и в астрологическую доктрину.

Была тема, не дававшая ему покоя всю его жизнь, это идея «отпечатков», которые оставляют в человеческой душе небесные конфигурации в момент рождения – начала самостоятельного существования людей вне тела матери. Другими словами, он вполне одобрял теорию аспектов (что более или менее синонимично слову «конфигурации») и считал возможным проверить этот вопрос на опыте. Он неоднократно демонстрировал приверженность теории планетных аспектов, используя в качестве примера собственную судьбу, и не преминул сделать это в момент появления на свет «Misterium cosmographicum» («Тайна мироздания») – своей первой серьезной книги.

Еще одна вещь, целиком захватившая его во время плодотворного опыта пребывания в Граце, – это размышления над тем, почему количество, размеры и движение кругов таковы, каковы они есть. В июле 1595 г. он воспользовался стандартной диаграммой для объяснения своим ученикам неких банальных истин астрологической теории, связанных с великими соединениями Сатурна и Юпитера. До этого никто не обращал внимания на то, что линии, соединяющие точки зодиакального круга в тех местах, где происходят соединения, вычерчивают внутри него второй круг и что отношение диаметров этих кругов очень близко к отношению орбит Сатурна и Юпитера, известного из постулатов Коперника (ил. 136).

Кеплеру не удавалось получить аналогичные соотношения для орбит других планет, пока он не начал искать соответствующие трехмерные аналогии, но, сделав это, он обнаружил замечательную геометрическую схему, выглядевшую почти идеально. В этой схеме каждая орбита описывала один из пяти правильных многогранников и была вписана в другой такой многогранник. Кеплер знал доказательство Евклида: существует пять, и только пять, правильных многогранников, то есть многогранников, все грани которых одинаковы: куб, тетраэдр, октаэдр, додекаэдр и икосаэдр. Это оказалось в точности тем, что нужно, хотя он использовал их не в том порядке, как перечислено выше. Итоговая версия его системы согласовывалась с коперниканскими расстояниями с точностью до одной двадцатой, за исключением Юпитера (ил. 137 и 138). Пытаясь улучшить это соответствие, он прибег к помощи Местлина, главным образом в том, что касалось тяжелой работы по расчету расстояний, эксцентриситетов и линий апсид. Он пытался отмерять расстояния не от центра земной орбиты (называемого в коперниканской теории «средним Солнцем»), а от истинного Солнца. Заострение внимания на важности учета положения истинного Солнца принесло в итоге огромные дивиденды, поскольку, как стало известно из его более поздней работы, именно Солнце является настоящим центром нашей планетной системы. В данном случае отсчет расстояний от него не привел к тем улучшениям, на которые он надеялся, но тем не менее это не пошатнуло его убежденности в том, что он открыл истинное устройство Вселенной. Как он написал Местлину в пылу первого возбуждения после совершения этого открытия: «Я хотел стать теологом, и эта мысль долго не выходила из моей головы, но сейчас я вижу, как Бог прославляется в моих астрономических трудах». Точность соответствия этой схемы измеренным расстояниям и по сей день не перестает вызывать удивление, если, конечно, мы считаем удовлетворительной пятипроцентную ошибку и не принимаем во внимание существование планет за пределами орбиты Сатурна.

136

Модель, которую можно вывести из соединений Сатурна с Юпитером, случайно обнаруженная Кеплером и описанная им в его «Misterium Cosmographicum» («Тайна мироздания»). В эту идеализированную диаграмму введено несколько чисел, помечающих очередность возникновения положений в зодиаке, где происходят указанные «великие соединения». Отношение внешнего круга к кругу, образованному касательными так, как это показано на диаграмме, равно 1,93:1. Отношение средних расстояний Сатурна и Юпитера от Солнца составляет около 1,74:1 (по Кеплеру). Современное значение – 1,83:1. Кеплер был убежден в огромной астрологической важности соединений Сатурна с Юпитером, что можно кратко пояснить следующим образом. Они случаются примерно каждые двадцать лет. Разделенные интервалом в шестьдесят лет, они обычно смещены друг относительно друга на семь или восемь градусов. Если великое противостояние под номером 0 происходит в голове Овна, то соединения 3, 6, 9 и 12, скорее всего, снова произойдут в Овне; а через 260 лет соединение под номером 13, скорее всего, переместится в знак Тельца. Если это так, то великие соединения перейдут в новую «триаду», или «треугольник», – название тройки зодиакальных знаков, разделенных интервалом в 90° (в данном случае Телец, Дева и Козерог). Через 240 лет все должно повториться, и тогда произойдет переход в следующую триаду. Если соединение, в нашем случае обозначенное как 13‐е, было первым при переходе из одной триады в другую, оно называлось «величайшим соединением». Соединение, которое примерно через 960 лет начинало новый цикл, называлось «предельным соединением». И великое, и величайшее, и предельное соединения, как считалось, имеют глубокое историческое значение, особенно в том, что касалось зарождения и упадка религиозных сект. Основной текст, посвященный разбору этого вопроса, был написан Абу Машаром ал-Балхи.

137

Эта иллюстрация, размещенная на отдельной вклейке (не обрамленная текстом), была сделана в 1597 г. гравером Георгом Группенбахом для книги Кеплера «Misterium cosmographicum». На ней изображена трехмерная схема коперниканской планетной системы этого астронома, основанная на вписанных и описывающих «платоновских» телах (см. также ил. 138). Если идти от внешних фигур к внутренним, сфера Сатурна описывает куб, который описывает сферу Юпитера, которая, в свою очередь, описывает тетраэдр, тот описывает сферу Марса, которая описывает додекаэдр, описывающий «большую сферу» земной орбиты. Внутри нее расположен икосаэдр, описывающий сферу Венеры, которая описывает октаэдр, а тот описывает сферу Меркурия. В центре всего находится Солнце.

138

Фрагмент предыдущей иллюстрации. Обратите внимание на связь между толщиной каждой сферы и размером соответствующего эпицикла.

Было бы заманчиво представить все это как научный триумф, отправной точкой которого стала астрология, однако, согласно самоощущению Кеплера, важность этого открытия работала в обе стороны. Увлекшись поиском геометрически правильных небесных схем, как впоследствии признавался Кеплер, он не мог не убедить себя в том, что доктрина аспектов подтверждается астрономией, уже давно располагающей сведениями о расстояниях. Поэтому нет ничего удивительного, когда после тщательной проверки он в итоге внес свои дополнения в типовую астрологическую доктрину аспектов. Эти аспекты, как он полагал, воздействуют на душу, но только тогда, когда она испытывает инстинкт гармонии. Посредством этого инстинкта душа отзывается на определенные гармоничные соотношения – отдельные участки зодиака. Нет нужды рассматривать, какие изменения он вносил в набор традиционных аспектов – угловых расстояний между планетами, таких как квартиль (90°, враждебный) и триада (120°, дружественный). Важно понимать, что это не было увлечением молодости. Он обсуждал эти вопросы в трактате «Harmonice Mundi» («Гармония мира»), в котором напомнил своим читателям о другом похожем предмете, уже давно занимавшем его, – теории музыкальных созвучий. Примерно до 1610 г. он полагал, что ему удастся сопоставить их со своими астрологическими гармониями, но постепенно пришел к выводу об их несопоставимости. Другим соответствием, которое он пытался выстроить, была связь между астрологией и алхимией. Именно это могло внушить к нему любовь Тихо, но и данный путь завел его в тупик.

Здесь уместно будет отметить, что использование цитат из «Harmonice Mundi» в качестве свидетельства интеллектуального роста Кеплера представляет собой не самую надежную процедуру, поскольку эта книга вынашивалась им в течение двадцати лет. Из всего им написанного Кеплер больше всего любил именно эту книгу. Он начал писать ее около 1599 г., после того как вступил в полемику с Робертом Фладдом – английским мистиком несколько иного толка. Кеплер работал над ней с перерывами, одновременно развивая свои астрономические теории и продолжая заниматься Рудольфовыми таблицами. Он опубликовал эту книгу только в 1619 г.

Странная идея со вложенными друг в друга правильными телами, которые вдохновили Кеплера на создание «Mysterium cosmographicum», изданной в 1596 г., вновь возникает в «Harmonice». Он пытался сохранить веру в эту идею на протяжении всей своей жизни, и она, без сомнения, обладала огромным влиянием в течение нескольких следующих столетий. С течением времени ей на смену должны были прийти другие, более простые законы, правильно описывающие планетные расстояния. Нельзя сказать, что они возникли ниоткуда, хотя зачастую создается именно такое впечатление. Они продиктованы неким идеальным представлением о гармонии, находящимся в более или менее правильном соответствии с «наблюдаемыми» расстояниями, и нельзя игнорировать то обстоятельство, что изначально эти расстояния были выведены из теорий, никак не сочетающихся с предполагаемой гармонией. Характерным примером законов такого рода является закон планетных расстояний Тициуса – Боде, который гораздо лучше согласуется с наблюдениями, чем закон Кеплера, и его часто приводят в пример как непостижимый парадокс, по сей день ждущий своего объяснения. И. Э. Боде представил его в 1772 г. как находку И. Д. Тициуса. Этот закон позволял получать орбиты планет, начиная с Венеры и далее по следующему правилу: 0,4 + 0,3·2ⁿ а. е. (0,7; 1,0; 1,6 и т. д. с малыми планетами на расстоянии 2,8, вплоть до открытого незадолго до этого Урана с орбитой 19,6). Чтобы получить расстояние до Меркурия (0,4), нужно добавить в это выражение второе слагаемое, а это слегка портит элегантность указанной математической процедуры. Позже, в диссертации 1801 г., «диалектический» философ Г. В. Ф. Гегель выступил с критикой популярных в то время доводов, согласно которым в месте просвета между Марсом и Юпитером должна находиться еще одна планета. Он привел другую формулу, включающую простые числа, приблизительно соответствовавшие указанным расстояниям, также простирающимся до Урана, и тоже не заполняющую этот просвет. Гегель, видимо, не понимал тогда, что слегка запоздал со своим опровержением, поскольку в первый день нового 1801 г. Джузеппе Пиацци обнаружил в этом просвете астероид. Доводы Гегеля были туманны, но не столь наивны, как их обычно представляют. В противовес расхожему мнению, он не «пытался доказать, будто существует только семь планет». Он упускал из виду, что для принятия того или иного закона, никак не связанного с другими научными рассуждениями, требуется нечто большее, чем несколько случайных совпадений с наблюдательными данными – идет ли речь о законе Тициуса – Боде или о предложенной им альтернативной формуле.

В XIX в., особенно в Тюбингене, существовало множество подобных мистических и «платоничных» исследований и трактовок Кеплера, которые предлагались учеными, искавшими быстрого признания, – законов, не следующих напрямую из других научных рассуждений. Если бы Кеплер был жив, он первым бы развеял их надежды на реализуемость такого рода признания. Его взгляды на астрологическое влияние планет являлись вполне физическими. Судя по всему, он рассматривал планеты как объекты, удерживающие очень тонко сбалансированное равновесие многих ситуаций. С наступлением весны, как он, например, полагал, когда атмосфера насыщена водными парами, для осадков в виде дождя достаточно только возникновения особой планетной конфигурации. Он считал, что события подобного рода поддаются проверке опытным путем, для чего провел массу метеорологических наблюдений. Например, по его данным, соединение Сатурна с Солнцем вызывает похолодание. Эффективность его нового подхода к толкованию астрологических аспектов, как он неоднократно утверждал, подтверждена наблюдениями за погодой.

Сегодня такие вопросы обычно трактуются как признак пифагорейства – столь популярного в эпоху Ренессанса поиска того или иного типа гармонии. Кеплер, несомненно, находился под влиянием платоновского «Тимея», представлявшегося ему фактически пифагорейским изложением библейской «Книги Бытия», но работа самого Кеплера обладала гораздо бо́льшим значением: он искал геометрию, которая находилась бы в согласии с измеряемыми величинами. Если найденные им гармоничные соотношения кажутся нам не вполне удовлетворительными (нас может раздражать ошибка в одну двадцатую), это не отменяет их непосредственной связи с наблюдаемой и измеримой реальностью. Это утверждение быстро утратит свою ценность, если мы позволим себе избыточную категоричность в отношении его странного замечания о том, что у Земли есть душа, однако и в этом вопросе он придерживался исключительно эмпирической точки зрения. Он рассуждал примерно следующим образом: аспект (угол между двумя планетами при наблюдении с Земли) представляет собой чисто геометрическое отношение даже в тех случаях, когда свет движется к нам вдоль направлений, которые образуют между собой угол, скажем, в 120°. Аспект воздействует на человеческие существа, потому что они либо способны воспринимать его, либо их души могут каким-то образом реагировать на него. Но как это может отражаться на погоде? Ответ заключается в следующем: Земля тоже обладает душой, и эта душа простирается до самой Луны. Таким образом, Кеплер дает новое представление о подлунном мире. Конечно, будучи истинным коперниканцем, он с гораздо бо́льшим пиететом относился к Мировой Душе, сосредоточенной в Солнце. Критикуя понятие мировой души, отстаиваемое оксфордским медицинским розенкрейцером Робертом Фладдом, Кеплер изложил свое представление о Вселенной как о живом организме, где Солнце представляет собой сердце, а Земля – печень или селезенку. Что касается гармоний и воспринимаемых нами аспектов, то они зависят от положения Земли; а те из них, которые связаны с Солнцем, определяются скоростями планет и их орбитами.

Если взглянуть на Кеплера с этой точки зрения, то он уже не будет казаться только «первым современным астрономом», как это принято понимать в традиционной истории, для чего будет уместно привести дополнительные пояснения: исходя из вышесказанного, у него была некая абстрактная доктрина, сочетающая геометрию с приемлемой для него физикой, а также кое-что из арсенала традиционной астрологии, к которой он относился весьма скептически. Как мы уже указывали, он испытывал крайнюю неприязнь к астрологии, трактуемой как теория примет и предзнаменований, и всячески способствовал снижению ее популярности в научных кругах. Если великое соединение наступало одновременно с тем, что согласно традиции называлось «огненным треугольником» (триадой), то, по мнению большинства астрологов, это должно было сопровождаться чем-то родственным огню – например, разжиганием войны или засухой. Рассмотрев этот вопрос, Кеплер пришел к выводу: характеристики, приписываемые людьми небесным знамениям, основывались на сериях неочевидных и редких аналогий – и в конечном счете полностью отверг их. Он высказывался против зодиакальных знаков и астрологических домов (дома, на которые делится зодиак в гороскопах), рассматриваемых как резиденции планет, и все же, как мы видели, ему каким-то образом удавалось сохранять эту доктрину в той мере, в какой она позволяла ему быть практикующим астрологом. В 1608 г. он составил гороскоп на человека, имя которого он не знал; как выяснилось впоследствии, это был великий полководец Альбрехт фон Валенштейн. Согласно часто упоминаемой истории, призванной подчеркнуть глубочайшую проницательность Кеплера, он безошибочно угадал, что речь идет именно о Валенштейне. Он составлял гороскопы, придерживаясь методов вычисления, обычно приписываемых Региомонтану. Позже он «облагородил» его астрологические принципы, но факт остается фактом, если бы он не увлекался астрологией, то вряд ли он сумел бы создать свою планетную астрономию в том виде, в каком она дошла до нас.

«Misterium» Кеплера, отпечатанная в 1597 г., явилась существенным вкладом в укрепление коперниканства в течение следующего десятилетия. Галилей подтвердил получение экземпляра этой книги, сообщив Кеплеру, что к моменту написания письма успел прочесть только введение. Тем не менее он признавал свое согласие с учением Коперника и находил его хорошо согласующимся с природными явлениями, которые не объясняются соответствующими альтернативными теориями, но опасался быть поднятым на смех, что непременно произойдет, если он опубликует свои воззрения. В ответном письме Кеплер настоятельно просил его открыто заявить о своих убеждениях, однако Галилей никак не отреагировал на это. Тихо выразил полное восхищение книгой Кеплера, но вряд ли это его к чему-то обязывало, поскольку, хотя по замыслу она была коперниканской, стиль ее изложения слишком сильно отличался от практикуемой им эмпирической астрономии. Тихо по достоинству оценил многие его вычисления, например расчет эксцентриситетов, и пришел к выводу, что Кеплер – самый талантливый из всех когда-либо нанятых им работников. Однако, пытаясь найти гармоничные соотношения, Кеплер не ограничился желанием знать их математические значения в масштабе Вселенной. Он был нацелен на поиск причин и пришел к выводу: центральное положение Солнца может стать ключом к пониманию физики планетного движения. Периоды обращения планет, как он знал, увеличиваются по мере их удаления от Солнца. Он пытался найти связь между этими двумя величинами, и в «Misterium» ему удалось получить закон, согласно которому период (T) был пропорционален квадрату радиуса орбиты (a). Позже он откроет, что на самом деле показатель степени должен быть равен 3/2.

28 сентября 1598 г. католические власти (Контрреформационная комиссия) приказали всем учителям лютеранского вероисповедания покинуть Грац в кратчайший срок. Отношение к Кеплеру оказалось более благожелательным, чем к остальным, и ему позволили вернуться, но до этого ему следовало найти какую-нибудь другую должность, и в феврале 1600 г., по приглашению Тихо Браге, он прибыл на новое место службы в Прагу. Преодолев охватившее было его раздражение от патернализма Тихо в астрономических вопросах, он стал служить под его началом, занимаясь теорией Марса. Он никак не мог предположить, что на эту «войну с Марсом» (как он назвал ее впоследствии) уйдет шесть следующих лет его жизни.

Ассистент Тихо Лонгомонтан был хорошо знаком с проблемой Марса, причиной которой являлся, конечно же, геоцентризм, царивший в лагере Тихо. Использовав двойной эпицикл, он довольно удачно подогнал теорию к расчетам для серии противостояний по отношению к Солнцу, но для остальных отрезков орбиты теория давала существенные расхождения. Если не принимать во внимание сложную птолемееву теорию Меркурия и трудности в подборе хорошей серии наблюдательных данных, Марс считался планетой с наиболее эксцентрической орбитой, а потому наиболее проблемной для объяснения с помощью кругов. (Если, предвосхищая открытие Кеплера, рассуждать в категориях эллиптических орбит, то надо иметь в виду, что эксцентриситет Марса в два раза меньше, чем у Меркурия, но почти в четырнадцать раз больше, чем у Венеры.) В отличие от Лонгомонтана, Кеплер опирался на учение Коперника, а также на одно из собственных открытий: положение Марса лучше соотносится с истинным Солнцем, а не с центром земной орбиты, как было у Коперника. Линия узлов планетной орбиты (линия пересечения орбитальных плоскостей Земли и Марса) проходит через истинное Солнце – обнаружив это, он очень обрадовался. Этот едва заметный намек на то, что орбитальные плоскости всех других планет также проходят через истинное Солнце и что они не сильно отклоняются друг от друга, имел громадное значение для создания полноценной теории солнечной системы и стал одним из мотивов поиска солнечных сил. Помимо прочего, это был самый важный шаг в направлении правильной теории планетных широт, которая в геоцентрических теориях, построенных по примеру теории Птолемея, представляла собой чрезвычайно сложную проблему. Напомним замечание Кеплера о том, что Коперник не отдавал себе отчета в ценности имеющегося у него богатства: он прошел в одном шаге от тех преимуществ, которые его система предоставляла ему в вопросе широты, поскольку выбрал центром не истинное, а среднее Солнце. Как приятно, наверное, думал Кеплер, быть автором единственной планетной модели, в равной степени хорошо описывающей как долготы, так и широты планет.

Уже в «Misterium» Кеплер начинает задумываться над тем, что эквант может стать хорошим способом согласования наблюдаемого движения Земли с учетом постепенно формирующихся у него физических представлений о том, как планетные расстояния, отсчитываемые от Солнца, могут воздействовать на движение. (Эквант, напомним, – это просто точка, относительно которой движение, например центра эпицикла, является равномерным. Для его обозначения пришлось найти особый термин, поскольку он не входил в число других стандартных точек, движение вокруг которых традиционно рассматривалось как равномерное, – таких, как Земля или центр эксцентрического круга деферента.) Теперь Кеплер успешно использовал эту идею, введя эквант для Марса; но не тот эквант, который прочно ассоциировался с эксцентриситетом (иногда достаточно широко обозначаемым как «гипотеза половинного эксцентриситета»), а тот, положение которого можно было менять до тех пор, пока не будет найдено наилучшее согласие с наблюдениями. Данные Тихо позволили ему довольно точно воспроизвести орбиту Марса, но только после долгого периода сложных вычислений с использованием метода последовательных приближений, посредством которого он достиг максимально точного приближения к наблюдаемым долготам. Модель его экванта, названная им «косвенной гипотезой», находилась в гораздо лучшем согласии с наблюдениями, чем какая-либо другая до нее. Долготы в противостояниях предсказывались с точностью до двух минут дуги. Однако для широт эта теория все еще оставляла желать лучшего, и это подсказало Кеплеру мысль, что взятые им расстояния – не верны.

Смерть Тихо наложила на Кеплера тяжкие обязательства (в числе которых было, например, завершение Рудольфовых таблиц), но позволила ему получить доступ к ревностно оберегаемым Тихо записям наблюдений; кроме того, это означало, что лояльное отношение к системе Тихо более не является для Кеплера моральным долгом. Он продолжил свою схватку с орбитой Марса. Для получения правильных расстояний ему требовалось найти подходящее взаимное расположение экванта и центра деферента. Наконец, он почувствовал, что ему нужно двигаться в направлении птолемеевого «половинного эксцентриситета»; однако это внесло разлад в точность его долгот, ошибка которых в октанте стала теперь составлять от шести до восьми минут. (Октантами называют направления, составляющие 45° и 135° с направлением противостояния Марса по отношению к Солнцу.) Другие ученые, вероятно, остановились бы на этом, но уверенность Кеплера в точности наблюдений Тихо не позволила ему сдаться. Как мы увидим далее, эти восемь минут дуги стали тем раздражителем, который стимулировал Кеплера на осуществление полного переворота представлений в области планетной астрономии.

В 1606 г. Кеплер опубликовал работу с довольно говорящим названием «De stella nova» («О новой звезде»), включавшую размышления над широким спектром физических и космологических вопросов; однако произведением, обратившим на него внимание как на новую интеллектуальную величину, с которой стало невозможно не считаться, стала его «Astronomia nova» («Новая астрономия»). Эту работу он, наконец, опубликовал в 1609 г., после того как уладил отдельные разногласия с наследниками Тихо, касавшиеся прав на использование его наблюдений в не свойственной для Тихо манере. В этот период своей жизни он был изнурен другими хлопотами – как личного, так и общественного характера. Его жена тосковала по богатому хозяйству в поместье, расположенном неподалеку от Тюбингена, и отнеслась к его переезду с гораздо меньшим энтузиазмом, чем он сам. Она не испытывала симпатий к астрономии, впрочем по весьма уважительной причине. Вечная головная боль Кеплера – получение полагающегося ему жалованья. В 1611 г. его с презрением отвергла тюбингенская профессура за высказывание о том, что кальвинисты заслуживают такого же отношения к себе, как братья-христиане. Ему пообещали работу в Линце. Переезд туда, как он надеялся, утешит его жену, но она умерла от тифа, не успев выехать из Праги. Прага была охвачена войной, и там царил хаос, приведший к свержению Рудольфа II. Даже в Линце Кеплер оказался вовлеченным в бесконечные религиозные распри. Однажды это привело к тому, что его лишили доступа к его собственным книгам, а болезнь и смерть детей от первого и второго браков лежали на нем тяжким грузом.

Он писал и на другие темы: в 1604 и 1611 гг. он опубликовал две довольно важные работы, и обе – по оптике, которую он считал неотъемлемой частью астрономии. Ни в «Оптике в астрономии», ни в «Диоптрике» нет ничего похожего на синусоидальный закон преломления. Этот «закон Снеллиуса», как его обычно называют в англоговорящем мире, был впервые получен Томасом Хэрриотом не позднее 1601 г. В 1606 г. Хэрриот послал Кеплеру таблицу углов преломления множества различных веществ, но не поделился с ним формулой с синусами. Во втором из упомянутых оптических трактатов Кеплер приводит подробное математическое изложение построения изображений с помощью линз и взаимное расположение двух собирающих линз, дающих в результате то, что сегодня принято называть «кеплеровским», или «астрономическим», телескопом – телескопом, который позволяет получать перевернутые изображения. К 1611 г. «голландский», или «галилеевский», телескоп был известен уже в течение примерно двух лет.

Кеплер написал множество менее значительных работ, кроме того, время от времени ему приходилось тратить свою неисчерпаемую энергию на решение далеко не только астрономических вопросов. Тем не менее в 1618 и 1621 гг. – отдельными частями – был опубликован труд, который в течение многих десятилетий широко использовался как трактат с углубленным изложением теоретической астрономии; это его «Epitome astronomiae copernicane» («Краткое изложение коперниканской астрономии»). Его «Harmonice mundi» (уже упомянутая нами работа) написана в той же традиции, что и «Mysterium cosmographicum», и в конце концов вышла в свет в 1619 г. Она написана в стиле непринужденных философских размышлений, в которые он позволял себе пускаться в промежутках между долгими сериями вычислений. То же самое можно сказать о работе в защиту Тихо от нападок Сципиона Кьярамонти, пытавшегося реставрировать воззрения Аристотеля в вопросе интерпретации кометы, появившейся в 1625 г. Однако «Epitome» стало наиболее изящным из всех его астрономических сочинений. Это труд, где он вдохновенно отстаивал коперниканскую систему мира, довольно серьезно подправленную в свете его собственных идей. Чрезвычайная сложность этого сочинения дает повод задать вопрос – почему его практически сразу внесли в католический «Индекс запрещенных книг» (ил. 139)? Это могло случиться по нескольким причинам: оттого что к этому времени в Италии началось коперниканское брожение умов; из‐за ревизионистской и антиаристотелевской физики Кеплера; и, несомненно, из‐за того что он вставил в него предложенное им сравнение устройства мира со Святой Троицей. К счастью, католический «Индекс» был не в силах удержать от распространения идеи Кеплера. Будучи лютеранином, Кеплер претерпел много страданий в ходе религиозных войн, но зато он обладал чуть большей степенью интеллектуальной свободы, чем католики, а это, вероятно, служило предметом особой зависти католических астрономов.

139

Образец титульного листа (1559) индекса книг, которые католическая церковь запретила читать своим прихожанам, поскольку они с высокой долей вероятности могли навредить вере либо подорвать моральные устои. «Index» переиздавался девятнадцать раз с 1559 по 1966 г., после его отменили. Книга Коперника «De revolutionibus» была занесена в индекс в 1616 г., в период активной исследовательской деятельности Галилея, «до тех пор, пока она не будет исправлена». Кеплер, чью книгу «Epitome» постигла очень похожая участь, сказал, что лучше было бы использовать формулировку «пока она не будет объяснена». Коперника исключили из индекса в 1757 г. «Диалог» Галилея был внесен в «Index» в 1633 г. и исключен из него в 1823 г.

Учет восьми угловых минут, возникших как погрешность теории Марса в октантах, привел Кеплера к открытию тех самых трех законов, благодаря которым его имя вспоминают по сей день. Поскольку эти три закона он сформулировал далеко не в самых ясных категориях и не поместил вместе в одном и том же сочинении, а также поскольку способ их получения был чрезвычайно путаным, на наш взгляд, будет полезнее, имея в виду все сказанное выше, сформулировать их здесь своими словами в привычном для нас порядке: 1) каждая планета описывает эллипс с Солнцем в одном из его фокусов; 2) области, описываемые радиусом, проведенным от Солнца к планете, пропорциональны интервалам времени, за которые они описаны; и 3) квадраты периодов пропорциональны кубам средних расстояний планет от Солнца. Как мы увидим далее, второй закон Кеплер открыл раньше первого; спустя определенное время Ньютон, использовав свой закон гравитации, покажет, что первый закон Кеплера не вполне точен, и даже если не принимать во внимание все другие планеты и массы рассматриваемой системы, в фокусе эллипса должно находиться не что иное, как общий центр гравитации Солнца и планеты.

Важным ключом к успешному получению Кеплером этих законов была попытка взглянуть на указанную проблему как на сугубо физическую, в частности использовав понятие магнетизма. Его интерес к книгам о магните, написанным Жаном Тенье («Opusculum… de naturae magnetis», 1562) и Уильямом Гильбертом («De magnete», 1600), подсказал ему идею, что исходящие от Солнца магнитные силы могут служить объяснением планетных движений. Безусловно, Кеплер не был первым, кто высказывал подобные идеи, и ходили слухи, будто Гильберту удалось доказать магнетическое движение Земли. В 1608 г. голландский ученый Симон Стевин опубликовал написанную несколькими годами ранее работу «De Hemelloop» («Ход небес»), где сложная космология опиралась на теорию космического магнетизма, исходящего от неподвижных звезд. Кеплер написал свою работу независимо. Она отличалась особым характером, в ней отдельное внимание уделялось времени, а также содержались простые аналогии, часть которых приведена скорее для того, чтобы доходчиво объяснить читателю суть излагаемой теории, а не сообщить точные сведения о предмете (одной из наиболее любимых аналогий, которую мы обсудим ниже, являлась лодка, движущаяся с помощью одного весла). В более глубоких теоретических предпосылках Кеплера был использован не только магнетизм, но и космические разумные сущности, а также некий изобретенный им механизм, частично заимствованный им из соответствующих традиционных теорий распространения света. Кеплер полагал, что наряду с наблюдаемым собственным образом, который, как тогда считали, Солнце посылает вместе с материализованным в нем светом, оно может посылать и некую движущую силу (virtus motrix). Если само Солнце вращается, то эта сила, пронизывая планеты и выходя за их пределы как спицы в колесе (но во всех направлениях), может вовлекать их в круговое движение. Когда он приступил к изучению Марса, не существовало никаких доказательств вращения Солнца. Вскоре это вращение было зарегистрировано с помощью телескопических наблюдений солнечных пятен, однако мы можем на какое-то время абстрагироваться от этого факта и сосредоточиться на общих положениях физических рассуждений Кеплера. Они отличались многословностью и носили отчетливо гипотетический характер. До самого последнего времени считалось, что кинематические работы Кеплера не представляют особой ценности, поэтому многие историки астрономии просто не принимали их в расчет. Однако для самого Кеплера они обладали огромным значением – как в смысле проведения четкого водораздела, отделяющего его теорию от планетной астрономии, понимаемой главным образом как некая разновидность геометрических построений, так и в качестве предмета изучения новой физики периода раннего Нового времени.

Есть две великие работы, в которых наиболее полно описаны попытки Кеплера справиться с Марсом, это «Astronomia nova» (1609) и «Epitome astronomiae copernicane» (1618–1621). Первая содержала как дневниковые записи его мыслительного процесса, так и изложение его итоговых представлений, но каждая книга способна предоставить немало информации об эволюции его взглядов. Тщательное изучение тех фрагментов этих книг, где Кеплер, по всей видимости, занимался решением одних и тех же вопросов, выявляет два подхода, которые принято рассматривать как фундаментально отличающиеся друг от друга. Стилистика обоих подходов содержала элемент запальчивости и охотничьего азарта, но это могло быть спровоцировано тем обстоятельством, что в период жуткой политической неопределенности Кеплеру приходилось прерывать работу из‐за частых переездов с места на место. В его жизни не проходило и года, который не был бы отмечен тем или иным изменением позиций враждующих сторон в затянувшейся немецкой религиозной междоусобице. Например, в 1609 г. немецкие католические князья объединились в лигу (в Вюрцбурге) под предводительством Максимилиана, герцога Баварского; а 1618 г. известен не чем иным, как началом Тридцатилетней войны, как будто не оказалось лучшего способа отпраздновать столетие немецкой Реформации. Сверх того, у него периодически возникали проблемы личного характера. Вторая часть «Epitome» подготавливалась к печати, когда мать Кеплера находилась под судом по обвинению в колдовстве, и вышла в свет к моменту ее освобождения. Не мудрено, что обе величайшие работы Кеплера, вторая из которых изначально писалась как пример практического использования нового типа астрономии, показанного в первой, несут следы определенной нервозности и раздражения. Однако если посмотреть на них вместе, как на единое произведение, они предстанут свидетельством веры Кеплера в астрономию как в теорию, описывающую мир физических явлений.

Кеплер многое знал о геометрических свойствах планетных орбит как из предыдущих теорий, так и благодаря работе по упорядочению наблюдений Тихо. Как они могут получаться в реальном мире? В главе 39 «Astronomia nova» он довольно ясно формулирует, что по своей природе планета склонна находиться в том месте, где ее оставили. Это сильно отличается от первого закона динамики Ньютона, который, на первый взгляд, говорит примерно о том же. Согласно Кеплеру, планета может приводиться в движение как силой, сосредоточенной в Солнце, так и силой, внутренне присущей самой планете. Он спрашивает, какую из этих сил нужно выбрать, чтобы осуществить движение по круговой орбите; а некоторое время спустя задает еще один вопрос – какая сила необходима, чтобы получить эллиптическую траекторию. Его рисунки весьма запутаны, но их смысл можно кратко передать на словах. Во-первых, о геометрии: он рассматривает планету, движущуюся вокруг Солнца по круговой орбите, которая эксцентрична по отношению к Солнцу. По мере того как она движется, ее расстояние от Солнца попеременно то сокращается, то увеличивается в строго заданных пределах. Посредством простейших геометрических построений Кеплер преобразует это колебательное движение в возвратно-поступательное вдоль диаметра некоторого круга. (Для описания этого последнего движения он использует латинский эквивалент слова librates, ссылаясь на пример колебания весов. Мы не будем употреблять здесь этого слова, поскольку концепция либрации прочно ассоциируется с известным свойством Луны.) Теперь о физике: какая причина вызывает это колебательное движение, являющееся компонентой планетного движения вдоль радиуса, исходящего от Солнца? В «Astronomia nova» Кеплер настаивает: будет «уместно» предположить, что планета осуществляет эту часть своего движения (но не всего движения в целом) самопроизвольно. Так, он довольно подробно рассматривает мыслительные процессы планеты и допускает ее способность самостоятельно определять расстояние до Солнца по его видимому размеру. Кеплер отклоняет несколько контраргументов, а также идею о том, что Солнце отталкивает и притягивает планету вдоль линии, соединяющей ее с Солнцем, или что планета движется под действием какой-то внутренней силы. Позже он изменит свое мнение по некоторым из этих вопросов.

Этот платонический образ Кеплера никак не ассоциируется с человеком, которого мы представляем сегодня, размышляя о сформулированных им трех законах планетного движения. Его модельно-теоретический подход никогда не вызывал особенных трудностей для понимания, вероятно, по той причине, что мы склонны думать о его эпохе как о веке механистического подхода к природе. Мы уже встречались с примерами его излюбленных доказательств по аналогии. Он всегда гораздо больше ценил геометрическую, а не арифметическую гармонию. Аналогиям, основанным только на числах, невозможно найти какой-либо прообраз ни в душе человека, ни в сознании Бога, в то время как геометрические аналогии устанавливают такое соответствие. Например, когда он понял, что сила, движущая планеты, убывает с расстоянием от Солнца, именно геометрия убедила его в том, что эта сила должна быть скорее телесной, чем духовной. Он стоял на перепутье старых и новых представлений о макрокосме, о Вселенной. В письме к Герварту фон Гогенбургу (датированном 10 февраля 1605) он приводит пояснение, согласно которому собирается показать, что небесная машинерия не обладает божественной природой живых существ. Она подобна часовому механизму, в том смысле, что все разнообразие ее движений берет начало в единственной движущей силе. В то время он полагал – это магнитная, но телесная сила, а потому ее можно сравнить с заводной гирей часов. Планетная система похожа на часы – она и выглядит как часы. Это сравнение не отличалось новизной. Мы видели, как Орем использовал его в XIV в., и можно вспомнить о еще более ранних прецедентах, но теперь оно применялось по-новому, поскольку у него было свое содержание. Кеплер более или менее настойчиво настаивал на обязательном определении физических причин в механических категориях и добавлял: они являются предметом изучения математики.

Он, однако, и не собирался отказаться от своей ранней приверженности к мистицизму или отвергнуть полумистическую аналогию между микрокосмом и макрокосмом. В его «Harmonice mundi» все еще разбираются вопросы космической гармонии, свидетельства чего можно обнаружить уже на титульном листе. Поучительно взглянуть на то, как Кеплер вступил в полемику с мистиком Робертом Фладдом, чей мистицизм был совсем другого толка. В 1617 г. Фладд опубликовал первую часть объемного труда, который с уверенностью можно рассматривать как наиболее строгое для своего времени толкование аналогии микрокосм-макрокосм. Ответ Кеплера Фладду может многое рассказать о том, от чего ему пришлось отказаться, чтобы развить собственную оригинальную астрономию. Он негативно характеризует Фладда как герметика, заигрывающего с символами, оккультными идеями и понятиями и в противоположность ему преподносит себя как реалиста. Хотя, на первый взгляд, стиль применения аналогий и у того и у другого имеет много общего, Кеплер твердо убежден в том, что методы Фладда совершенно непригодны для осуществления верных и точных расчетов явлений наблюдаемого мира – расчетов в буквальном смысле геометрических.

В «Astronomia nova» в ходе объяснения компоненты колебательного движения он сначала вводит грубую механическую модель, а затем пытается улучшить свои расчеты, объясняя медленные колебания планетного расстояния посредством использования магнитной модели. В своей первой модели он просит нас представить, что планета – это лодка, несомая ровным течением реки, которая движется по кругу. У лодочника есть только одно весло. Оно, как и прямое течение реки, может воздействовать на движение лодки, то приближая ее к Солнцу, то удаляя от него (ил. 140). Он, по всей видимости, гордился этой моделью, хотя и признавал наличие у нее ряда недостатков; однако здесь он снова прибегал к вышеупомянутому аргументу «уместности». Невзирая на всю неуместность представления о возможном существовании у планет материальных вёсел!

Возможность рассматривать Землю как магнит впервые продемонстрировал в своей магнитной философии Уильям Гильберт; это дало Кеплеру все необходимое для объяснения попеременного изменения планетных расстояний. У планет, решил он, есть особые магнитные волокна, притягиваемые или отталкиваемые магнитными волокнами Солнца. У него не было законов этой силы, однако он не побоялся сложностей, которые, очевидно, могли возникнуть в данном случае. Согласно его предположению, волокна вращаются вокруг Солнца вдоль параллелей солнечных широт. Те, кто знаком с ньютоновскими исследованиями гравитации, поймут, каким образом посредством суммирования сил, возникающих между малой массой и совокупностью отдельных частей большого сферического тела, которым, предположительно, является Солнце, Ньютон со всей очевидностью доказал, что общая сила гравитации может быть представлена таким образом, как будто вся масса Солнца сосредоточена в его центре. Кеплер тоже полагал, что произвел суммирование компонентов магнитных сил, исходящих от всех точек Солнца, каким оно представляется, если «смотреть» на него с планеты, но у него получилось продвинуться в изучении этого вопроса только полуэмпирическим путем. По рисункам «образа» магнитного Солнца с планеты (ил. 141) заметно, сколько опасностей подстерегало его на этом пути, особенно когда планета располагалась вне плоскости солнечного экватора. (У каждой из планет имеется своя орбитальная плоскость, не совпадающая с экваториальной плоскостью.) Он опять возвращается к качественному словесному объяснению, развивая аналогию с рекой. Он постулирует, что солнечная сила является постоянной, но помимо нее есть некая регулируемая сила, связанная с веслом: планета вовлекается в движение Солнцем; естественная сила всегда удерживает «ось власти» планеты в постоянном направлении (с небольшой поправкой на прецессию); а магнитное взаимодействие Солнца и планеты слегка подправляет ее курс. При этом «правильно расположенные» друг относительно друга магниты регулируют расстояние до планеты посредством колебательного движения.

140

Планетная модель, являвшаяся предметом особой гордости Кеплера, посредством которой он объяснял (в широком смысле, используя качественные категории) силу, необходимую для того, чтобы планета должным образом изменяла расстояние от Солнца (А) то в бо́льшую, то в меньшую сторону. (Воспроизведено по ксилографии из «Astronomia nova», ошибки которой могут быть списаны на неосведомленность Кеплера в этих вопросах. В звездах он разбирался лучше, чем в лодках.) Он рассматривал лодочника с одним веслом, весло приводилось в движение под прямым углом по мере того, как лодка переносилась от афелия (С) к перигелию (F), а затем снова под прямым углом, но с другой стороны лодки. Весло отличалось от используемых гондольерами или от обычного кормового весла; в отличие от них, оно могло использоваться как на носу, так и на корме. Оно крепилось таким образом, что могло постепенно совершать полный оборот. Движение лодки обеспечивалось в основном течением, а весло применялось для движения лодки по правильной эксцентрической траектории. При этом оно поворачивало лодку на 180° за один полный оборот по орбите, меняя нос и корму местами при каждом следующем обороте, что считалось общепризнанным недостатком этой модели. Вставленные в рисунок Кеплера символы, обозначающие магниты, были использованы им позже при объяснении попеременных изменений расстояния до Солнца с точки зрения магнитного притяжения и отталкивания (опять же как небольшие поправки, вносимые в общее принудительное вращение).

141

В сочинении «Epitome» Кеплер объяснял отклонение магнитных волокон планеты воздействием Солнца, которое притягивало их с одного края и отталкивало с другого. Будучи в афелии (Р), они начинали свое движение, располагаясь под прямым углом к линии апсид (PR). Когда планета достигала точки I, волокна слегка отклонялись в направлении IH. Кеплер постулировал, что после прохождения четвертой части орбиты, они должны быть направлены точно на Солнце (направление NQ), после чего силы отталкивания начнут действовать в обратном направлении до тех пор, пока волокна не вернутся в исходное положение в середине орбиты. Предполагалось, что работающий таким образом магнетизм направляет планету, но не приводит ее в движение по траектории и не воздействует на нее как центральная сила гравитационного типа.

Смелое заявление Кеплера о том, что в «Astronomia nova» содержится «безупречная геометрическая демонстрация» попеременного движения планеты в противоположных направлениях, является выражением скорее благого намерения, чем реально достигнутого результата. Напомним: он говорит о наличии у планет разума. Поведение планеты определяется тем, что она обладает знанием определенного угла – того угла, в котором эта пресловутая демонстрация фактически не нуждается! Однако он никогда не терял надежды на разработку убедительной физической теории и, как мы увидим в «Epitome», всячески старался найти магнитную модель, удовлетворявшую всем геометрическим условиям. Здесь он вносит в свою модель небольшое изменение: если прежде считалось, что это сама планета движется в направлении Солнца, то теперь предполагалось другое – это Солнце тянет планету к себе. Теперь закручивание лодки-планеты, если можно так выразиться, производилось самим Солнцем посредством того, что мы сегодня предпочли бы назвать магнитной связью (парой магнитных сил). Магнитные волокна планеты притягиваются с одного конца и отталкиваются с другого, и это смещает их с исходных позиций (ил. 142). Кеплер поясняет, что в нижних квадрантах Солнце находится ближе к планете, и поэтому его воздействие должно быть сильнее; но сама планета движется быстрее, и если учесть время, в течение которого осуществляется это влияние, то оно должно уменьшаться. Переводя это рассуждение в плоскость математической физики, он нуждался в методах дифференциального и интегрального исчислений и гораздо более действенных динамических закономерностях, чем те, что существовали в его время. Он был вынужден опираться главным образом на качественное описание, но каким-то чудесным образом в его, по преимуществу, интуитивных рассуждениях вдруг отчетливо проявились те замечательные законы, которые по сей день носят его имя.

Сила должна быть пропорциональна движению – так полагал Кеплер, как и многие до него. Сила вращения Солнца, приводящая в движение планеты, простирается вовне в трех измерениях таким образом, что величина ее воздействия должна уменьшаться пропорционально квадрату расстояния, однако Кеплеру никак не удавалось согласовать эту идею с известными ему скоростями планет. Что, если силы распространяются не в трех измерениях, а по каким-нибудь причинам ограничиваются плоскостью орбиты или непосредственно примыкающим к ней пространством? Может ли это привести к изменению скорости планет не пропорционально расстоянию? Для проверки этого предположения он формулирует свой вопрос, используя не скорости, а «задержки» – короткие интервалы времени, необходимые для покрытия малого участка дуги. Тогда, если задержка пропорциональна расстоянию этой малой дуги, то задержка большой дуги может быть получена суммированием всех расстояний находящихся на ней малых дуг. Способ разбиения орбиты на серии малых приращений дуги Кеплер почерпнул из архимедовой геометрической практики. Для суммирования расстояния по всему участку дуги для нахождения времени, затраченного планетой на ее покрытие, ему потребовалось выбрать сравнительно небольшой интервал дуги, но и это, по-видимому, привело его к бесконечно большому значению, а это абсурд. Область каждой секторальной компоненты, описываемая радиус-вектором, проведенным от Солнца, как он заметил, была примерно пропорциональна среднему расстоянию малой орбитальной дуги от Солнца, и значение этого приближения тем точнее, чем меньше дуга. Таким образом, общее время для сектора любого размера должно быть пропорционально его площади. Проделав все это, он получил то, что сегодня называется «законом площадей» или вторым законом планетного движения Кеплера. Выражаясь иначе: радиус-вектор, соединяющий Солнце с планетой, описывает одинаковые площади за одинаковые интервалы времени (ил. 143). По какой-то непонятной причине он не захотел вставить это пояснение в «Astronomia nova» и так и не нашел подходящего случая опубликовать этот закон в какой-либо из своих работ до выхода «Epitome».

142

Расположение магнитных волокон, каким оно представлялось бы «взору» планеты, находящейся вне экваториальной плоскости Солнца. Согласно Кеплеру, эти волокна, являющиеся источником магнитной силы, нужны для того, чтобы толкать планеты с помощью солнечного вращения и поддерживать их изменяющееся расстояние до Солнца в правильном режиме посредством притяжения и отталкивания. Возникшая перед Кеплером невероятно сложная проблема магнетизма не помешала ему провести рассуждение в качественных категориях, согласно которому взаимное расположение волокон могло объяснить, почему все планеты расположены примерно в одной (эклиптической) плоскости.

Сам по себе закон площадей оказался недостаточен для устранения пресловутой ошибки в восемь минут дуги. Сначала, как это понятно сегодня, требовалось получить закон эллиптических орбит, однако это было не столь уж важно с точки зрения применяемой им исследовательской техники, и его гениальность проявилась в том числе в том, что он все же открыл этот закон, но чуть позже, а сделав это, положил конец доминированию кругов в планетной теории. Он установил закон площадей задолго до выхода в свет «Astronomia nova» и спустя какое-то время начал сомневаться в его справедливости, пока в итоге не был принужден заключить, что должен отказаться от предпосылки, согласно которой Марс обладает круговой орбитой. Он попытался использовать эпицикл с центром, выбранным таким образом, чтобы не нарушался закон площадей. Этого можно добиться, сделав деферент овальным, и он произвел огромное количество вычислений для самых разных овалов. Все зависело от точной формы орбиты, степени ее отклонения от правильного круга. Он знал: если бы это был эллипс, то в его распоряжении оказался бы хорошо изученный раздел геометрии – геометрия конических сечений Архимеда и Аполлония. На одном из этапов он использовал эллипс в качестве приближения к истинной орбите, очевидно, рассматривая его не более как средство, упрощающее расчет площадей. Однако создается впечатление, что на тот момент он искренне полагал, что удача отвернулась от него, коль скоро ему пришлось использовать для описания реальности столь несовершенную фигуру. К 1605 г., проделав многие сотни пробных вычислений и написав более пятидесяти глав уже завершенной «Astronomia nova», он все еще отводил эллипсу роль вспомогательного средства в своей теории. Он посвятил исследованию овалов целых десять глав своей книги, и каждый из них обязательно давал ошибку в октантах. В один момент он попытался увязать эллипс с магнитной гипотезой, но потерпел неудачу. Эллипс довольно хорошо описывал планетные направления, но плохо согласовывался с моделью флуктуирующих расстояний. Затем, через семь глав, он пришел к выводу, что эллипс способен удовлетворить обоим требованиям. Так возник первый закон Кеплера, как мы его сегодня называем: планета движется по эллиптической орбите с Солнцем в одном из фокусов этого эллипса. Потребовалось некоторое время на то, чтобы Кеплер смог приспособить закон площадей к эллипсу, но он сделал это еще до выхода «Epitome».

143

Второй закон движения планет Кеплера, «закон площадей». Равные площади (изображенные здесь в виде трех секторов, помеченных буквой a) заметаются за равные интервалы времени линией, соединяющей Солнце (S) с планетой. Позже Исаак Ньютон заметил, что его необходимо слегка подкорректировать, и в простейшей системе, состоящей из двух тел, точка S должна располагаться в центре масс Солнца и планеты.

В ходе изложения своего подхода в «Epitome» Кеплер привел уравнение, само по себе способное претендовать на роль главного достижения решения задачи планетных орбит. Он пишет о нем как о следствии, полученном из физической теории отклонения магнитных волокон, что действительно могло иметь место, хотя ничто не мешало ему назвать следствием физической теории и эллиптическую орбиту. Следующее краткое пояснение «уравнения Кеплера» не столько объясняет его происхождение, сколько подчеркивает его важное значение для любого астронома – не только Кеплера, – желающего правильно рассчитать планетные положения. Уравнение связывает два угла, известные как эксцентрическая аномалия (E) и средняя аномалия (M). Первый угол показан на ил. 144, где точка P обозначает планету, S – Солнце, а A – перигелий, точку, в которой планета оказывается на наименьшем расстоянии от Солнца. Угол M не показан, но для тех, кто имеет навык аналитического мышления, он и не нужен. Это угол, описываемый радиус-вектором, движущимся с постоянной угловой скоростью. Мы можем переформулировать наше пояснение, осуществив переход к площадям, но не составит труда изобразить M как угол между SA и линией, исходящей из S, которая вращается с такой же средней скоростью, как планета, совпадая с ней при каждом прохождении через точку A. Далее, если e – это эксцентриситет эллипса, то уравнение Кеплера запишется в виде: E – esinE = M, если указанные углы записаны в радианах.

144

Диаграмма, иллюстрирующая соотношение, получившее название «уравнение Кеплера»

Очевидно, что угол M легко определяется, если известен угол E, но задача, стоящая перед вычислителем планетных положений, начинается с решения более общей проблемы: определения угла E по известному времени (или известному углу M, равномерно растущему с течением времени). Как впоследствии показали Ньютон и другие исследователи, это уравнение не имеет точного аналитического решения.

Применение различных аппроксимирующих приемов для решения указанного уравнения имеет долгую историю. Уже в IX в. Хабаш ал-Хасиб нашел приближенное решение аналогичной задачи, хотя и по другому поводу, тоже имеющему отношение к астрономии. До появления современных вычислительных методов, отодвинувших на второй план важность получения строгого аналитического решения этого уравнения, существовали особые таблицы, которые время от времени обновлялись и совершенствовались. Наиболее широко использовались таблицы Й. Ю. Астранда (1890) и Ю. Баушингера (1901), но Кеплер самостоятельно разработал довольно точные итерации и процедуры интерполяции для использования их в Рудольфовых таблицах.

Еще до завершения работы над таблицами ему посчастливилось познакомиться с логарифмами, изобретенными Джоном Непером (1614), о чем он узнал из работы, написанной другим автором. Оценив по достоинству принцип, лежащий в их основе, но не имея формул для их составления, он создал собственную таблицу логарифмов, но для других целей. Логарифмы сильно упрощали вычислительную работу, и с этого момента использование их в астрономии стало рутинным делом, пока спустя довольно долгое время их не начали заменять механическими калькуляторами (особенно с XIX в.). Практический аспект, связанный с необходимостью проведения вычислений, является обстоятельством, которое способно лишить теоретическую астрономию ее обаяния, и все же он, вне всякого сомнения, обладал громадной прикладной ценностью даже на стадии усовершенствования теории; Кеплер был из тех, кто первым подписался бы под этим утверждением. Надо отметить, что обычно логарифмы составлялись для чисел, выраженных в десятичной системе, в то время как астрономы традиционно выражали углы в шестидесятеричной системе. Спустя некоторое время, не все это знают, были составлены огромные тома логарифмов для шестидесятеричных чисел, оказавшиеся особенно полезными в морской навигации, использующей астрономические методы.

Рудольфовы таблицы оказались гораздо надежнее всего сделанного в этой области ранее. Например, прежде ошибка для Марса могла достигать 5°, теперь же она не превышала тринадцатой доли этого значения. Кеплер впервые в истории сумел точно предсказать время прохождения Меркурия и Венеры по диску Солнца. Он умер в 1630 г., за год до того как можно было увидеть эту необычную пару прохождений, но предсказанное им прохождение Меркурия сумели пронаблюдать Пьер Гассенди в Париже, Иоганн Баптист Цизат в Ингольштадте и Ремус Квиетанус в Руффахе. (Прохождение Венеры для территории Европы было недоступно.)

Как мы убедились, астрономия Кеплера основывалась на физике и геометрии. При всем уважении к натуральной философии, его никогда не покидала страсть к геометрическим гармониям. Как мы уже видели, несмотря на то что «Harmonice mundi» выросла из стиля его научного мышления в молодые годы, он не публиковал ее до 1619 г. Ко времени, когда она вышла в свет, он сосредоточил внимание на поиске гармоний, которые могут быть присущи планетным скоростям, если смотреть на них со стороны Солнца. В духе своего раннего отношения к Земле, способной воспринимать планетные аспекты, он писал теперь, что Солнцу тоже может быть присуща некая разновидность зрения или осмысленного ощущения, обладающего возможностью воспринимать угловые смещения планет и гармонию их движения. Он находился в поиске новых типов гармонии – как для отдельных, так и для соседствующих планет, вовлекая в постижение гармоний, обнаруживаемых планетными эксцентриситетами, Божественное Провидение. (Он был не первым, кто применил такой подход. В 1531 г. Филипп Меланхтон написал предисловие к новому изданию «Сакробоско», которое приобрело известность в силу широкого использования в университетах в качестве основополагающего текста. Меланхтон писал о траекториях и законах планет с целью помочь человечеству достичь познания Бога и Божественного Провидения.) Кеплер почти закончил писать «Harmonice mundi», когда наткнулся на то, что сегодня называют его «третьим законом». Согласно этому закону период планеты пропорционален длине большой полуоси ее эллиптической орбиты, возведенной в степень 3/2. (Последнее расстояние является средним расстоянием планеты от Солнца. Для круговой орбиты это просто радиус.) В этой работе он изложил указанный закон почти не снабдив его комментариями, а предложенное им доказательство было опубликовано только во второй части «Epitome». В своем объяснении он попытался количественно интерпретировать идею зрительных оболочек Солнца, ответственных за подталкивание планеты вдоль круговой траектории, и магнитную материю самой планеты, количество которой зависело от ее объема. Это ad hoc объяснение, очевидно, не являлось той тропинкой, что привела его к этому открытию.

Третий закон, как признавал сам Кеплер, крайне важен, поскольку он позволял определять относительные размеры двух орбит с помощью довольно простого сравнения их периодов. Общей единицей для измерения этих расстояний является большая полуось земной орбиты (а. е. или астрономическая единица), и, конечно же, общей единицей для измерения времени является земной период, а именно один год. В качестве примера: сидерический период Марса легко определяется как 1,881 (тропического) года, и поэтому, согласно третьему закону Кеплера, его среднее расстояние от Солнца равно 1,881, возведенному в степень 2/3, то есть 1,523 астрономической единицы. Ньютон показал в своих «Principia», что этот закон может быть выведен из гравитационного закона обратных квадратов, который, таким образом, может рассматриваться как подтверждение эмпирического закона Кеплера. В действительности, как было указано ранее, принимая во внимание ускорение, сообщаемое Солнцу планетой, законы Ньютона требовали внесения небольших изменений в закон Кеплера. Поскольку даже самая массивная планета (Юпитер) составляет менее тысячной доли массы Солнца, эта поправка крайне незначительна, и зачастую третий закон Кеплера до сих пор рассматривается как точный.

Кеплер видел в себе не только астронома в привычном смысле этого слова. Он желал постичь гармонию Вселенной, используя для этого в высшей степени индивидуализированное сочетание математики, физики, философии и чистого мистицизма. Все лучшие астрономы, пошедшие по его стопам, не решились перенять его амбициозный стиль, но в итоге разобрались с тем, как можно использовать его законы для целей вычисления – тех самых целей, ради достижения которых его нанял Тихо. Тяжкое бремя расчета Рудольфовых таблиц было для него и горем, и усладой, наряду с параллельными изысканиями в объяснении крайне сложного движения Луны. Таблицы представляли собой не сами эфемериды, а (как и большинство их предыдущих аналогов) инструмент расчета отдельных положений или эфемерид. Получаемые с их помощью положения были во много раз точнее всего, что имелось до этого; прежняя ошибка в несколько градусов не превышала в некоторых случаях нескольких угловых минут. Кеплер надеялся использовать Рудольфовы таблицы для возмещения невыплаченного жалованья, но их печатание прервалось вторжением в Линц войск Контрреформации. Ему и его лютеранским издателям разрешили остаться, и лишь в 1627 г., когда Кеплер сумел устроиться в Ульме, печатание его таблиц, наконец, завершилось. С учетом того факта, что в его жизнь постоянно вторгались перипетии религиозных войн, легко понять полет фантазии, который уносил его от всей этой суматохи, когда он раз за разом возвращался к своему «Somnium seu astronomia lunari» («Сон, или лунная астрономия»), начатому в 1609 г. Эту научно-фантастическую историю о путешествии на Луну он использовал как литературный прием (в русле традиции, заданной Цицероном) для отстаивания коперниканского порядка расположения планет, что было предельно очевидно для наблюдателя, находящегося на Луне. В итоге ее опубликовал в 1634 г. его зять Якоб Барч. К моменту смерти Кеплера государство, которому он служил бо́льшую часть своей жизни, осталось должно ему более 12 000 гульденов.

Ни один из астрономических инструментов не производил столь резкого и радикального воздействия на ход развития астрономии, как телескоп. Предложенная Кеплером конструкция в итоге заняла центральное место в астрономической практике следующего столетия, но она не была первой и появилась не сразу. Нет никаких сомнений, что идея телескопа возникла задолго до его создания. Так называемые обычные линзы были известны с очень давних времен, и не только в виде капель воды или льда, но и в виде побочных эффектов, случайно возникающих в процессе полировки прозрачных драгоценных камней, горного хрусталя, а со временем и стекла. Не нужно быть гением, чтобы заметить: в определенных обстоятельствах линзы могут увеличивать, уменьшать или переворачивать изображение. К концу XIII в. собирающие (выпуклые) линзы использовались для изготовления очков для чтения (reading spectacles) (в начале того же столетия латинское слово spectaculum употреблялось для обозначения одиночной линзы). В средневековой литературе сохранилось огромное количество восторженных упоминаний о возможности ясно различать далекие объекты, как будто бы они находились вблизи наблюдателя. К XVII в. сложилась хорошо налаженная торговля очковыми линзами, и в некотором смысле вызывает удивление тот факт, что открытие способа комбинирования из них телескопа (а позже и микроскопа) заняло так много времени. Несомненно, это было как-то связано с относительным дефицитом слабых собирающих линз (линз с большим фокусным расстоянием) и сильных рассеивающих линз.

Еще более удивительно то, что первыми телескопами, получившими высокую оценку, были «галилеевские» телескопы, то есть те, в которых использовались рассеивающая окулярная и собирающая объективная линзы, как в современных театральных биноклях или недорогих телескопах. Преимущество этой комбинации заключается в том, что она дает прямое изображение, в отличие от «кеплеровского» телескопа, у которого и объективная, и окулярная линзы являются собирающими; но увеличенное изображение не перестает быть от этого менее увеличенным, и астрономам не составляет труда работать с перевернутым образом небес.

За приоритет на это изобретение боролись многие ученые XVI в., такие как Джон Ди, Леонард и Томас Диггесы и Джамбаттиста делла Порта, но они делали это без приведения каких-либо научных обоснований, опираясь только на чрезвычайно общие и туманные тексты. Немалую путаницу внесло существование средневековых иллюстраций, изображавших философов, которые рассматривали небо через трубы. Сам Аристотель упоминал о способности трубы усиливать зрение (она может повысить контрастность за счет устранения постороннего света), но все эти трубы не содержали линзы. В XVI в. стало уделяться большее внимание теории «перспективы» (науке о естественном зрении, преломлении и отражении) и «перспективные стекла» были рекомендованы для использования как астрономам, так и военным. Например, Кеплер наблюдал комету 1607 г. (так уж случилось, это оказалась комета Галлея) per perspicilla – вероятно, с помощью очков, но совершенно точно не в телескоп. В то время проводилось много опытов с линзами, и опубликованные о них отчеты, как можно предположить, не всегда правильно истолковывались другими, поэтому истинный изобретатель мог ошибочно полагать, что он просто воспроизвел чужую работу.

Как бы то ни было, первое недвусмысленное свидетельство об изготовлении успешно работающего телескопа появляется в форме письма, датированного 25 сентября 1608 г. Это письмо направил делегации в Генеральных штатах в Гааге Комитет советников провинции Зеландии в Нидерландах. В письме говорилось, что его предъявитель «уверяет, что является обладателем некоего приспособления, с помощью которого можно видеть все вещи, находящиеся на очень большом расстоянии, так, как будто они находятся вблизи, смотря на них через стекла, и это, как он сам утверждает, является новым изобретением».

Затем события развивались стремительно. Через неделю Ханс Липперсгей, уроженец Весела, работавший очковым мастером в Мидделбурге (Зеландия), подал заявку на патентирование своего изобретения. Сначала Генеральные штаты вступили в переговоры с Липперсгейем, и хотя он не получил патент, ему было предписано представить большой комиссии несколько бинокулярных телескопов. Ему отказали в патенте, последовав совету нескольких анонимных членов комиссии, которые нашли, что этот инструмент очень просто изготовить. Действительно, как известно, минимум два других человека сконструировали такой же инструмент в течение трех недель после получения указанного письма – Захария Янсен из Мидделбурга и Якоб Адриансзон из Алкмара в провинции Голландия. Есть еще и четвертая вероятная отсылка, относящаяся к тому же периоду, но сегодня достоверное развитие этой истории искажено тем фактом, что один из ее авторов – Симон Майр, уже вступавший ранее в жестокие споры с Галилеем, возобновил их, начав оспаривать вопросы научного приоритета, касавшиеся использования телескопа.

Симон Майр (также известный как Марий) был знающим немецким астрономом, который в сочинении от 1614 г. «Mundus Jovialis» рассказывает, будто в 1608 г. на Франкфуртской книжной ярмарке его патрону предложили один из голландских инструментов, но он не пожелал платить запрашиваемую за него цену, в том числе потому, что одна из его линз оказалась с трещиной.

Давно находившиеся на территории Бельгии и Люксембурга испанские оккупационные силы располагались в это время в Гааге, где пытались найти пути мирного урегулирования конфликта; там же находились другие иностранные делегации с большим количеством представителей, что в значительной мере способствовало чрезвычайно быстрому распространению известий о телескопе по всей Европе. Испанский главнокомандующий Амброджо Спинола был не на шутку встревожен, когда в конце сентября ему показали этот инструмент, но, как утверждают, принц Фредерик Генрих Оранский дружески заверил его, что хотя теперь испанские войска можно будет заметить издалека, голландцы не воспользуются этим преимуществом. Липперсгей отказался изготавливать телескопы для французов, но секрет вскоре раскрыли, и инструмент появился в продаже в Париже в апреле 1609 г., в Милане – в мае, а в Венеции и Неаполе – в июле того же года. Галилей, узнавший о телескопе из сообщения в середине июля 1609 г., изготовил его самостоятельно, существенным образом повысив его эффективность. Его важность для таких морских держав, как Венеция, была чрезвычайно высока, и внесенные им усовершенствования обеспечили ему пожизненную должность профессора математики в Падуе и неслыханно высокое жалованье.

145

Четыре рисунка Луны, опубликованные Галилеем в «Siderius nuncius» (1610)

Сначала эти простейшие телескопы имели двух- или трехкратное увеличение, но путем усовершенствования техники шлифовки и полировки Галилей сумел изготовить объективы с еще бо́льшим фокусным расстоянием и к 1610 г. получил телескопы с двадцати- и тридцатикратным увеличением. Он привнес в него множество других технических усовершенствований, но что он оценил в первую очередь, так это громадный научный потенциал своего нового инструмента. Теперь ему оставался всего шаг, чтобы разглядеть гористый характер поверхности Луны, хотя было бы ошибкой полагать, будто это сразу бросилось в глаза каждому обладателю телескопа. (Сэр Уильям Лоуэр писал Томасу Хэрриоту в середине лета 1610 г. о том, что видел «повсюду странные крапинки, но так и не решился предположить, что хотя бы малая их часть является тенями», пока (предположительно) не прочел книгу Галилея.) Вскоре после этого Галилей открыл четыре спутника Юпитера и звездную структуру некоторых участков Млечного Пути, неразличимую невооруженным глазом (см. ил. 145, 146 и 147). Неожиданно для себя астрономия стала развиваться в совершенно новом направлении.

146

Фрагмент страницы журнала Галилея, относящегося к ранним записям, в котором он регистрировал наблюдения спутников Юпитера, названных им позже «Медицейскими планетами». Мы видим, что 7 января 1610 г. он увидел три слабые звезды, сначала принятые им за неподвижные звезды, stelle fisse, схематичное изображение которых находится во второй строке. На следующий день они изменили свое положение (это схематично нарисовано в третьей строке); вскоре после этого он обнаружил, что они меняются систематически и «бродят вокруг Юпитера, как Венера и Меркурий вокруг Солнца».

Галилей не был первым, кто направил телескоп на небо. В отчете о визите посольства короля Сиама к принцу Морицу в Гааге (источник истории Спинолы) также отмечается, что новое изобретение обнаружило звезды там, где их не видно невооруженным глазом. Этот отчет относится к 10 сентября 1608 г. В Англии Томас Хэрриот нарисовал детали увиденного им на Луне с помощью телескопа, не позднее 5 августа 1609 г. (по григорианскому календарю), то есть до того как Галилей всерьез приступил к своим исследованиям (ил. 148). Однако если что и отличало Галилея, так это потрясающая энергия, с которой он взялся за это предприятие, а также его внимание к далеко идущим космологическим последствиям увиденного с помощью телескопа. Он сильно торопился с изданием своих первых телескопических открытий: его «Siderius nuncius» («Звездный вестник») вышел из-под типографского станка в марте 1610 г. Вызванное им восхищение привело к появлению менее чем через год второго издания во Франкфурте. В этой книге давалось представление об астрономии нового типа – той астрономии, которая могла быть с легкостью усвоена неподготовленным читателем, и в то же время не могла не привлечь внимания профессионалов. Сразу же после этого Кеплер опубликовал две небольшие книжки, посвященные новым открытиям; первую из них он написал еще до того, как сам пронаблюдал все эти вещи.

147

Звезды в Поясе и Мече Ориона, увиденные Галилеем в телескоп. Это один из нескольких рисунков астеризмов, опубликованных в «Siderius nuncius» (1610). Звезды, видимые невооруженным глазом, положение которых было известно ранее, изображены более крупно и помечены центральными точками. Интересно сравнить этот набросок с другими рисунками, сделанными на основе наблюдений невооруженным глазом, например Пикколомини (см. ил. 111).

Мы не знаем, насколько хорошо Галилей был осведомлен о подобной деятельности в других частях Европы, но в Англии Томас Хэрриот тоже направлял телескоп на небо и, как мы увидим далее, опередил Галилея не только в изготовлении изображений Луны. Хэрриот не публиковал свои находки, однако нельзя сказать, что о них никто не знал, поскольку он обладал неплохими связями как среди интеллектуалов, так и среди знатных лиц. В свои юные годы он служил наставником сэра Уолтера Рэли и участвовал во второй экспедиции Рэли в Вирджинию в 1585 г., однако в рассматриваемый период он находился в числе приближенных опального Генри Перси, девятого графа Нортумберленда. Граф в течение многих лет оставался политическим узником Лондонского Тауэра, но Хэрриот посещал его, получал от него полный пенсион и обладал разрешением на посещение его лондонских домов. Он был близок к высшим политическим сферам и принимал активное участие в международной политике. Он стал регулярно наблюдать спутники Юпитера сразу же после того, как узнал о них из наблюдений Галилея. Аналогичным образом поступил Никола-Клод Фабри де Пейреск во Франции. Пейреск, имевший итальянское происхождение и встречавшийся с Галилеем на рубеже XVI–XVII вв., наблюдал эти спутники вместе с астрономом Жозефом Готье, и стоит отметить, что их патрон Гийом дю Вэр приобрел телескоп еще до того, как прочел «Siderius nuncius» в 1610 г. Вероятно, этот инструмент отличался отменным качеством, поскольку Пейреск открыл с его помощью туманность в Мече Ориона. Другие тоже хотели бы увидеть все это своими глазами, но в то время не так-то просто было достать телескоп хорошего качества, и некоторым лучшим астрономам, как, например, Кристофу Клавию, пришлось ожидать месяцами, чтобы самостоятельно ознакомиться с этим опытом.

148

Первый рисунок Луны, полученный с помощью телескопа. Томас Хэрриот датировал этот рисунок 26 июля 1609 г. (в то время Англия жила еще по юлианскому календарю) в 21:00, отметив, что возраст Луны составлял пять дней. Несложно сопоставить заштрихованные части рисунка с современной фотографией Луны в возрасте пяти дней.

Первые зарисовки Луны Хэрриота (датируемые 1609 г.) оказались весьма примитивны (ил. 148). Он сделал их с помощью шестикратного телескопа. Вскоре он отказался от них и сделал другие, использовав десяти- и двадцатикратное увеличение. Лунные рисунки, сделанные с помощью этих инструментов, были неправильно интерпретированы: они не содержали ничего, что могло составить хоть какую-нибудь ценность для Siderius nuncius Галилея. Как сами рисунки, так и наброски, на основе которых они делались, обладали внешней привлекательностью, но отличались неточностью. В противоположность им, Галилей обращал особое внимание на изменения теней, отбрасываемых деталями лунной поверхности; позже он пытался рассчитать высоту лунных гор, используя разные световые эффекты. Рисунки Хэрриота совсем другие. Большинство из них представляло собой отдельные наброски, сделанные через равные промежутки времени, и не предназначалось для фиксации всего того, что можно увидеть на лунной поверхности в день, когда она зарисовывалась. Они содержат изображение деталей, различимых в непосредственной близости от терминатора – подвижной границы между светом и тенью. Ориентируясь по дням лунного месяца, Хэрриот мог заранее провести линию терминатора на пустом лунном диске, а затем прорисовать детали прилежащих к нему областей. Таким образом, по прошествии месяца он сумел составить полную картину видимого полушария и, наконец, нарисовать две полные лунные карты. Одна из них, снабженная 72 буквами и цифрами, изображена на ил. 149.

149

(Выше) Коллаж из нескольких рисунков Луны, сделанных Хэрриотом с июля по сентябрь 1610 г., с итоговым образцом, полученным в 1612 г. Заметьте, что наибольшее внимание он обращает на область терминатора, и именно это позволило ему составить карты всей поверхности. Сохранились две такие карты, одна из них изображена на приведенном здесь рисунке (ниже). Другая очень похожа на нее, но не содержит аннотаций. Здесь нет и следа сильно преувеличенного кратера Галилея. Кроме того, карты Хэрриота сильно контрастируют с гораздо менее искусным рисунком Шейнера (ил. 154).

Среди лучших работ Хэрриота – систематическое изучение солнечных пятен, которые он впервые наблюдал с помощью телескопа в декабре 1610 г. В анналах Древнего Китая и ранней средневековой Европы уже содержались упоминания о пятнах, различимых на Солнце невооруженным глазом. В одном средневековом источнике упоминается о прохождении Меркурия, длившемся восемь дней, что звучит абсурдно; существует два независимых исламских источника, где тоже сообщается о невозможности долгих прохождений, в одном из них говорилось о Венере, а в другом – о Меркурии. Не позднее 1607 г. Кеплер, использовав камеру-обскуру, наблюдал то, что он считал прохождением Меркурия по диску Солнца. На деле, это тоже оказалось солнечным пятном. Однако группы солнечных пятен и их истинную природу открыл именно Хэрриот, и его подход к изучению этого феномена был не только более ранним, но и более систематическим, чем у его современников. Записи проведенных им 450 отдельных наблюдений хранятся до сих пор. (Пример таких зарисовок приведен на ил. 150.) В исследованиях, датируемых декабрем 1610 г., он наблюдал рост пятен, их распад и изменение их относительных положений. Он преуспел в искусстве отслеживания изменений в отдельных пятнах и тщательно изучал появление пятен в областях, прилегающих к краю солнечного диска. Он не смог определить наклон солнечной оси с такой же точностью, как Галилей, но уделял гораздо большее внимание вопросу солнечного вращения. Его измерение этого вращения по пятнам дало значение периода 26,87 суток для экватора (синодического, то есть видимого с Земли), который возрастал до 28,45 суток на солнечной широте 30°. Эти и другие данные были очень близки к опубликованным Р. К. Кэррингтоном в 1863 г. и уж точно во всех отношениях превосходили полученное Галилеем значение «около одного лунного месяца». По работам Хэрриота можно видеть, что он, скорее всего, пытался обнаружить общую периодичность появления солнечных пятен. К концу XVIII в. другие астрономы – в частности, датчанин Кристиан Хорребоу – заподозрили существование некоего правильного цикла этих изменений, но вплоть до работы Генриха Швабе 1843 г. периодичность появления солнечных пятен искалась в пределах интервалов в несколько месяцев, а не лет. (Швабе предложил период в десять лет. Как будет показано в главе 16, значение 11,11 года для половины цикла получено в 1852 г. Рудольфом Вольфом.)

150

Два рисунка Хэрриота, содержащие солнечные пятна, сделанные 11 и 13 августа 1612 г. и имеющие номера 146 и 147 в длинной серии его наблюдений. Они были выполнены ранним утром в Сайоне. Ученый делает ряд замечаний, касающихся изменения количества пятен (23 и 15 отдельных), распределения их по группам и степени проявления, а также состояния атмосферы («плотный воздух и легкая облачность, сильные громовые раскаты» и т. п.).

Галилей произвел свое исследование солнечных пятен только в 1612 г., но опубликовал его в 1613 г. в виде серии писем по данному вопросу, написанных состоятельному члену городского магистрата Аугсбурга Марку Вельзеру. Вельзер, бывший, кроме того, банкиром, финансирующим иезуитов, опубликовал в 1612 г. две серии писем о солнечных пятнах, написанных иезуитом Кристофом Шейнером под псевдонимом Апеллес. В первой серии, опубликованной в январе 1612 г. и датируемой ноябрем 1611 г., говорилось, что пятна находятся над Солнцем, плавая «как Кианейские острова в Эвксинском Понте». Еще более раннюю серию наблюдений выполнил восточный фризскиец Иоганн Фабриций; она с большой долей вероятности датировалась мартом 1611 г., а опубликована в июне того же года. Он догадался, что пятна располагаются на поверхности Солнца. К такому же выводу пришел и Шейнер во второй серии писем, а Хэрриот понял это уже в 1610 г.

О работе Хэрриота знали и многие другие, но он, похоже, не слишком заботился о ее скорейшем издании. Если бы его патрон не томился в Тауэре, все могло бы пойти иначе. Подул ветер перемен и изменение общего настроения было очень точно уловлено в письме, полученном Хэрриотом от его друга Уильяма Лоуэра в июне 1610 г. Лоуэр рассказывал о том, в «каком они пребывали возбуждении от всех этих вещей», и просил прислать как можно больше «цилиндров» для проведения подобного рода наблюдений. В этот ранний период у телескопа оказалось слишком много названий, и вряд ли стоит перечислять их здесь все по порядку, но в числе общеупотребительных: «линзы», «инструмент», «труба», «перспективный цилиндр», «органум», «инструментум», «перспициллум» (последние три – на латыни) и «окьяле» (occhiale) – итальянское слово, используемое Галилеем, хотя он часто употреблял и другой термин – «канноне». Первое письменное употребление слова «telescopio», видимо, предложил греческий поэт и теолог Джованни Демизиани на банкете, устроенном в честь Галилея в апреле 1611 г.

Типичной реакцией на новые открытия Галилея оказывалась либо отправка кого-либо за новым голландским телескопом, либо попытка изготовить его самостоятельно, после чего следовали эксперименты по воспроизведению его наблюдений. Кеплер, взволнованный не меньше, чем все остальные астрономы, предпочел занять активную позицию и предпринял еще одно исследование в области оптических систем. Он стал экспертом в этой области в 1600 г., его практический опыт начался с постройки камеры-обскуры, установленной им тогда на торговой площади в Граце с намерением провести наблюдение частного солнечного затмения по методике Тихо Браге. Этот опыт привел его к изучению глаза как оптического инструмента, а затем написанию первой из двух уже упомянутых нами работ по оптике.

Экземпляр «Siderius nuncius» был послан Кеплеру, считавшемуся к тому времени уже признанным авторитетом и придворным математиком императора Рудольфа II, по просьбе Галилея через тосканского посла. Галилей интересовался его мнением. (Здесь уместно будет вспомнить обмен, случившийся ранее, когда Кеплер еще не приобрел такую известность.) Ответ Кеплера отличался обстоятельностью, и в 1610 г. он опубликовал свои соображения в «Dissertatio cum Nuncio sidereo». Этот «Разговор со звездным вестником» содержал как подтверждение его убежденности в правоте Галилея, так и краткое изложение собственных взглядов, касающихся очень разных вопросов: конечных размеров Вселенной, возможности жизни на Луне, планетных сфер и их отношения к платоновским телам, а также его собственные сочинения по оптике. Галилей был более чем доволен, особенно когда императорский математик одолжил на какое-то время телескоп у своего богатого приятеля курфюрста Кёльна Эрнста и вскоре после этого выпустил небольшой трактат о спутниках Юпитера («Narratio de Jovis satellitibus», 1611).

Сразу же после получения «Siderius nuncius» в течение двух месяцев – августа и сентября 1610 г. – Кеплер составляет свой второй оптический трактат. Непривычные, перевернутые изображения, производимые телескопом его конструкции, разработанной им в качестве альтернативы галилеевской, поначалу работали против него. Тем не менее в числе его преимуществ – создание действительного изображения, которое можно было сфокусировать на экран, размещенный за окуляром6. В течение десяти лет или около того его регулярно использовали для проецирования изображений Солнца на бумагу, например для картирования солнечных пятен.

Предполагать, что возбуждение, порожденное изобретением телескопа, мало чем отличалось от возбуждения, создаваемого кинетоскопом, значило бы недооценивать серьезность определенных вопросов, на которые этот инструмент, по всей видимости, мог предоставить ответ. Аристотелевская космология начала вызывать серьезные сомнения. Исторически все сложилось в пользу Коперника, но основная причина этого кроется в следующем: именно он и Аристотель были теми двумя главными авторитетами, которые настолько сильно противоречили друг другу, что поражение одного автоматически делало победителем другого. Рациональный астроном мог принципиально отрицать правоту Коперника (как это сделал, например, Тихо) и вместе с тем соглашаться с доказательствами, представленными в отношении комет. Кеплер дополнил этот список проблемных явлений. Он указывал на дымку, затянувшую небо в 1547 г., и гало вокруг Солнца – солнечную корону, – наблюдавшееся во время затмения 12 октября 1605 г. Он указывал также на новую звезду, stella nova 1604 г., которая совершенно недвусмысленно усугубляла космологические сомнения, вызванные новой звездой 1572 г. Звезда 1604 г., вспыхнувшая в созвездии Змееносец, породила огромное количество как университетских, так и публичных дискуссий по вопросу о совершенстве небес, и Галилей сыграл в них важную роль.

(Новая звезда 1604 г., часто называемая «звездой Кеплера», была чрезвычайно яркой. Как и звезда Тихо, сегодня она классифицируется как сверхновая. Не углубляясь в тонкости различий между принятыми сегодня типами сверхновых, можно сказать, что одна такая звезда может сиять ярче целой галактики, состоящей из миллиардов звезд. Звезды же, называемые на современном профессиональном языке просто новыми, гораздо скромнее: будучи в исходном состоянии двойными звездами, один из компонентов которых является белым карликом, они увеличивают свой блеск примерно на десять звездных величин, а затем затухают приблизительно в течение месяца.)

Имя Галилея, несомненно, известно более широкому кругу людей, чем имя Кеплера, и такая ситуация сложилась уже во время их жизни. Вряд ли стоит сомневаться в том, что более или менее умышленное избегание Галилеем попыток внести какие-нибудь усовершенствования в сложный аппарат традиционной математической астрономии (правило, которого он придерживался на протяжении всей своей карьеры) не причинило ему никакого особенного ущерба: он обладал талантами совсем другого рода, и для ученых, как и для всего мира в целом, они были гораздо более привлекательны, чем таланты Кеплера.

Родившись в Пизе в 1564 г., семью годами раньше Кеплера, Галилей пережил его на одиннадцать лет и умер в Арчетри в 1642 г. – в год рождения Исаака Ньютона. Копия раннего портрета великого тосканского астронома (ил. 151) висит в колледже Ньютона, что не удивительно, поскольку Галилей с давних пор считается номинальным лидером нового научного направления. Сложно назвать имя человека, в большей мере символизировавшего изменения в подходе к эмпирическим наукам, расцвет которых характеризует весь XVII в. Он был отправлен в университет Пизы своим отцом Винченцо (специалистом и автором в области музыкальной теории; Галилей многое почерпнул у него по части сочетания теории с экспериментом) для получения медицинского образования. Там он заинтересовался математикой и в 1585 г. покинул Пизу, не получив степени. Он начал самостоятельно изучать Евклида и Архимеда во Флоренции, одновременно занимаясь преподаванием математики во Флоренции и Сиене. Его незаконченный, но весьма показательный диалог на латыни периода 1586–1587 гг. можно охарактеризовать как физическую космологию, в том смысле, что в нем рассматривается движение тел в целом и размещение элементов в мире. Эта работа характеризует его как критика Аристотеля и, кроме того, как человека, который многому научился у Архимеда. В частности, он рассматривает проблему космологического порядка элементов в соответствии с трактатом Архимеда о плавающих телах. Другими словами, Галилей полностью пренебрегает аристотелевским телеологическим подходом к элементам и пытается найти возможность рассуждать о них в категориях механических сил; но в то время он только ожидал получения университетской должности. В 1588 г. его обошли с местом профессора математики в Болонье, которая досталась более опытному астроному Джованни Антонио Маджини, но год спустя он получил вакантную профессуру в Пизе.

151

Эстамп, сделанный по портрету Галилея (1564–1642) Юстуса Сустерманса (1636) в Тринити-колледже (Кембридж)

Когда Галилея рассматривают только в узком контексте истории астрономии, возникает тенденция трактовать его исключительно как героя борьбы за установление истины коперниканского учения. Однако такая трактовка чересчур упрощает ситуацию. Три его схоластических эссе, которые сохранились в рукописной форме и не были опубликованы до самого последнего времени, а именно до 1960‐х гг., трактовались как юношеские произведения, относящиеся ко времени его студенчества в Пизе. Сейчас стало ясно, что они принадлежат более позднему периоду – в одном из случаев не раньше 1597 г. Они несут на себе следы сильного влияния со стороны иезуитских схоластов и иллюстрируют тот факт, что Галилей мог оставаться беспристрастным, даже когда дело доходило до изучения схоластических авторов, у которых, как ему казалось, он мог чему-то научиться. В частности, Клавий продолжал оказывать на него сильное влияние вплоть до последних дней его жизни. В своих ранних сочинениях Галилей выступал против движения Земли, заимствуя аргументы из широко распространенного сочинения Клавия «Sphaera». Даже после того как Галилей поменял свое мнение, манера его доказательств была многим обязана тому, чему он научился у Клавия.

Читая лекции в Пизе, Галилей начал открыто критиковать многие разделы аристотелевской натуральной философии. Его законы свободно падающих тел (обычно ассоциируемые с мифической демонстрацией на Пизанской падающей башне) являются наиболее известным признаком разочарования ученого. Когда закончился его трехгодовой контракт в Пизе, ему пришлось искать новую должность, он преуспел и в этом, получив гораздо более важную профессорскую должность в Падуе. (Именно тогда он нанес сокрушительное поражение Маджини в диспуте, после чего приобрел в его лице непримиримого врага.) В Падуе находился ведущий для своего времени итальянский университет, являвшийся одним из главных подразделений европейской системы образования. В это время произведения и преподавательская работа Галилея были связаны главным образом с механикой, и сдержанная поддержка коперниканской теории, выраженная им в переписке с Кеплером, демонстрирует то, что он высоко ценил ее за физические выводы – она хорошо согласовывалась с его собственными идеями, касавшимися, например, приливов. Он не был рьяным коперниканцем кеплеровского типа, поскольку его интеллектуальная карьера не подводила его напрямую к решению этого вопроса с учетом выводов математической астрономии. Узнав в октябре 1604 г. о появлении новой звезды, он увидел в этом удачный повод для того, чтобы прочесть лекцию перед широкой аудиторией Падуанского университета о внутренних противоречиях аристотелевских представлений о неизменности небес.

Галилей был великим мастером восхваления собственных достоинств, и участие в дискуссиях доставляло ему большое удовольствие. Его лекции, вызвавшие сильное раздражение и, более того, опубликованные впоследствии (в 1605) под вымышленным именем, содержали нападки на падуанскую профессуру. Написанные на местном падуанском диалекте и изданные от имени «Чекко ди Ронкитти», они не содержали никакого явного свидетельства того, что вышли из-под пера Галилея, но, скорее всего, именно он являлся их автором; даже если это не так, то человек, опубликовавший их, явно симпатизировал Галилею. Это не способствовало сближению последнего с коллегами. Сочинение изложено в форме потешного диалога, где два неотесанных крестьянина опровергали аргументы, выдвинутые профессорами философии против выводов Галилея, касавшихся появления новой звезды 1604 г. (Каким образом субстанция, из которой состоит новая звезда, связана с ее местоположением? Вот все, что тревожит математиков, да пусть это будет хоть кукурузная каша (polenta)! Землемеры понимают в измерениях больше, чем философы. Вот примерный пересказ отпускаемых крестьянами колкостей.) Книга настолько хорошо распродавалась, что уже через несколько месяцев ее переиздали с некоторыми изменениями, предположительно внесенными самим Галилеем, – это касалось выражаемых им сомнений в принятии коперниканской системы. В 1606 г. появилась другая книга, написанная на сей раз на чистом итальянском языке, но с той же общей тенденцией: она была направлена против одного флорентийского философа-любителя, впоследствии ставшего одним из его главных оппонентов во Флоренции. Написанный под вымышленным именем «Алимберто Маури», этот трактат также может принадлежать перу Галилея, хотя, согласно общему мнению, вероятность этого не столь безоговорочно высока. Обе работы выражают в ироническом ключе некоторое недовольство схоластическим типом мышления и консерватизмом университетов, и их обыденное здравомыслие вносит новое свежее измерение в дискуссии, касающиеся определения разделительной черты между фактом и теорией в науке.

Диалектический дар Галилея был подвергнут еще одной проверке в 1606 г., когда он предъявил обвинение в плагиате Симону Майру (в Падуе), а затем одному из его учеников Бальдассару Капре. Это связано с так называемым пропорциональным циркулем – вычислительным инструментом, изобретенным Галилеем в 1597 г., с продаж которого он получал небольшой доход (как выяснилось, этот инструмент оказался лишь слегка усовершенствованной версией более раннего аналога, изобретенного Гвидобальдо дель Монте). Майр вернулся в Германию, кроме того, Галилею удалось добиться исключения Капры из университета. Таким образом подготавливалась почва для последующих интеллектуальных диспутов. Вскоре Майр заявил, что видел три спутника Юпитера еще до Галилея. Однако первая ссылка на это заявление опубликована в предисловии Кеплера к его «Dioptrice» (1611), то есть появилась гораздо позже галилеевского «Siderius nuncius». По всей видимости, Кеплер был первым, кто совершенно неумышленно использовал для их обозначения латинское слово satelles, которое обозначало в латинском языке сопровождающее лицо, придворного в предполагаемом дворцовом окружении Юпитера. Галилей, не теряя ни минуты, назвал их «Медицейскими планетами», имея в виду своего дольнего патрона.

Многие открытия Галилея, частично уже описанные в этой главе, оказали очень глубокое воздействие на его собственное мировосприятие. Преимущества материального характера, которые давала ему его новая должность математика и философа великого герцога тосканского, по всей видимости, повлияли на его решение вернуться во Флоренцию летом 1610 г., несомненно однако и то, что он находил неприемлемой для себя мысль продолжать преподавать старую аристотелевскую философию. Вместе с тем, его первые телескопические открытия не подорвали основ старого образа мышления: все они могли быть более или менее удачно объяснены исходя из аристотелевских представлений. Горы на Луне и Млечный Путь, состоящий из множества одиночных звезд, не выглядели фактами, оказывающими серьезное влияние на фундаментальные принципы аристотелевской космогонии, сопоставимыми по значимости с вопросами, поставленными после появления новых звезд 1572 и 1604 гг., а также после обнаружения отсутствия параллакса у комет. Спутники Юпитера представляли собой серьезную проблему, поскольку это предполагало по меньшей мере наличие во Вселенной других, кроме Земли, центров вращения. Однако до конца 1610 г. Галилей сообщил о других захватывающих открытиях. Сатурн, как он обнаружил, обладает некруглой формой, как будто бы это шар с двумя ручками. Он не смог различить позже оказавшееся кольцами Сатурна, и предположил, что видел спутники, расположенные очень близко к планете. Сначала он воздержался от опубликования своих находок, если не принимать во внимание анаграмму, решить которую никому не удалось. Записанная на латыни, она несла в себе сообщение: «Высочайшую планету тройною наблюдал». Вскоре эти придатки на время исчезли (поскольку, как известно, кольца время от времени поворачиваются к наблюдателю «ребром»), и это сильно запутало дело. «Неужели Сатурн поедает своих детей?» – спрашивал он Вельзера в письме. В своей книге «Il Saggiatore» («Пробирных дел мастер», 1623) он все еще рисует Сатурн, как будто у того есть дужки, как у чайной чашки (ил. 152). Как мы увидим далее, это продолжалось вплоть до 1650 г., когда молодой Христиан Гюйгенс нашел правильное объяснение изменения внешнего вида Сатурна.

152

Зарисовка внешнего облика Сатурна (слева вверху), приведенная в произведении Галилея «Il Saggiatore» (1623). Кроме того, в верхнем ряду изображены относительные размеры дисков Юпитера и Марса. В нижней части иллюстрации изображена последовательность фаз Венеры с уменьшением размеров планеты по мере увеличения ее расстояния от Земли.

Более актуальным для широких космологических дискуссий стало открытие Галилеем скоплений едва заметных неподвижных звезд, количество которых казалось бесконечным, а также фаз Венеры. Первое не представляло особых трудностей, поскольку, как указывал Клавий, в Библии говорится о неисчислимости звезд. В этой связи то, что демонстрировал телескоп, составляло проблему лишь для некоторых специалистов, имевших компетентное представление о ней: чем больше обнаруживалось звезд, тем сложнее было разместить их в стандартном мире аристотелевского типа. Фазы Венеры воспринимались как нечто, представляющее гораздо более серьезную проблему. Различные возможные положения Солнца (S), Венеры (V) и Земли (E), когда они находятся примерно на одной линии, строго лимитированы. Согласно всем трем главным планетным системам, обладавшим солидным влиянием в начале XVII в., – птолемеевой, коперниканской и тихонианской, – они могут располагаться в порядке EVS, то есть с Венерой, лежащей между нами и Солнцем. (Конечно, орбитальное положение Венеры крайне редко попадает в плоскость орбиты Земли, обычно они недостаточно близки, чтобы произошло прохождение Венеры по диску Солнца, если смотреть на них с Земли.) При таких условиях Венера будет невидима невооруженным глазом, поскольку она потеряется в солнечных лучах, но этот случай будет почти полностью аналогичен новолунию. Более интересен случай полностью освещенной Венеры (аналог полнолуния). Это конфигурация ESV, и модель Птолемея в ее традиционном изложении не содержит такой расстановки, поскольку считается, что в этой системе орбита Венеры полностью умещается внутри орбиты Солнца.

Античная модель, называемая SEV, как может показаться, содержит еще одну возможность появления «полной» Венеры, но птолемеевы движения сконструированы таким образом, что центр эпицикла Венеры находится примерно на одной линии с Солнцем, поэтому планета не может оказаться в противостоянии к Солнцу, и каждому было очевидно: реальность построена именно по такому принципу.

Главное же заключалось в следующем: все модели допускали существование серии фаз Венеры, но в птолемеевой модели не было полного набора этих фаз. С точки зрения традиционных астрономов, Венера в лучшем случае могла принять форму полумесяца. Оппоненты Коперника указывали на то, что различия во внешнем облике Венеры не являются исчерпывающим доказательством существования полного набора фаз. Однако Галилей, использовав телескоп, наблюдал этот полный набор и расценивал увиденное как доказательство истинности коперниканской астрономии. Позже Кеплер в приложении к своей книге «Hyperaspistes» (1625), посвященной защите работы Тихо о комете от критики перипатетика Сципиона Кьярамонти, довольно справедливо указал на то, что тихонианская система объясняет фазы Венеры так же хорошо, как и коперниканская. Однако затем линия фронта сдвинулась глубоко в лагерь противника, и коперниканство стало постепенно, но все более зримо угрожать свержением существующей традиции. И конечно, Кеплер был из числа тех союзников, которые выступали со своими замечаниями (в контексте критики довольно опрометчивых суждений Галилея о кометах) главным образом из чувства лояльности к своему бывшему учителю, чем с искренним желанием поддержать тихонианское мировоззрение.

В 1611 г. Галилей устроил демонстрацию своих телескопических открытий иезуитам римской коллегии. Воззрения иезуитов отличались двойственностью, однако ему удалось по меньшей мере обратить большинство из них на свою сторону. Ключевой фигурой эпизода оказался Роберто Беллармино, советник папы по теологическим вопросам. Беллармино, к тому времени ему было уже под семьдесят, попросил астрономов колледжа (бывшим ректором которого он являлся) верифицировать открытия Галилея. Они сделали это, и Беллармино ответил Галилею в дружеских тонах, хотя и отказавшись признать коперниканство. Позже он настаивал на тезисе: до того момента, когда станет возможно провести предельно убедительную демонстрацию, тексты писания должны безоговорочно приниматься на веру. Однако возможно, что самым приятным из всех комплиментов, сделанных в этот период иезуитами, стало замечание величайшего ученого Кристофа Клавия в последней редакции его комментария к «Sacrobosco» (это случилось в 1611 г.; через год Клавий скончался). Астрономам, сказал он, следует искать новую систему, которая находилась бы в согласии с новыми открытиями, поскольку старая их больше не устраивает. И это после целой жизни противостояния коперниканству.

В целом иезуиты определенно не были склонны к безоговорочному принятию галилеевского образа мышления. Одна из идей, которой воспользовались многие из них, как только распространилось сообщение о наличии пятен на Солнце, заключалась в том, что эти пятна напоминают по своему характеру группы не меняющихся звезд или планет. Когда в 1612 г. на публичном диспуте один доминиканец заметил, что звезды и планеты являются круглыми или по меньшей мере обладают правильной формой, а солнечные пятна – нет, иезуиты, сославшись на наблюдение, возразили: группа из пятидесяти или около того объектов может создать некоторую внешнюю хаотичность. Позже Галилей скажет, как ему сложно представить, чтобы пятьдесят звезд, равно как и пятьдесят лодок, движущихся вместе с разными скоростями, продолжали бы составлять единое целое. Кроме того, он наблюдал все эти вещи с величайшей тщательностью – их изменения как по форме, так и по размеру, их рост и исчезновение, их очевидную непрозрачность и создаваемое ими «затенение». У него имелся козырь в этой игре. Чего стоят бесконечные цитаты из традиционных авторов – каким бы великим интеллектом они ни обладали, – если у них отсутствовала возможность ознакомиться с новыми наблюдениями?

Вернувшись во Флоренцию, Галилей оказался вовлеченным в еще большее количество непрерывно продолжавшихся дискуссий подобного рода, в которых он чувствовал себя как рыба в воде. Первый диспут был посвящен плавающим телам – еще одному вопросу, где на кону стоял авторитет Аристотеля, но на сей раз альтернативной доктриной оказалась концепция Архимеда. Работая над книгой по этому предмету, за которую он подвергся нападкам со стороны по меньшей мере четырех профессоров-перипатетиков в Пизе и Флоренции, Галилей получил экземпляр написанной под псевдонимом работы о солнечных пятнах, посланной ему Марком Вельзером из Аугсбурга. Мы уже упоминали о Велзере и его взаимоотношениях с Кристофом Шейнером, одним из главных сторонников идеи, согласно которой пятна являются малыми планетами. Галилей ответил Велзеру тремя длинными письмами, заявив о своем приоритете на это открытие и выступив с нападками на выводы Шейнера. Таким образом, он пополнил растущий список своих врагов еще одной фамилией. Шейнер отличался во многом консервативными взглядами, но он являлся ученым, интеллектуалом, преподающим древнееврейский язык и математику в университете Ингольштадта, и, кроме того, считался неплохим астрономом. Техника, которую он использовал для зарисовки солнечных пятен, предполагала получение проекции изображения Солнца с помощью телескопа кеплеровского типа (см. ил. 153). Вся процедура сначала тщательно продумывалась и только после этого приводилась в исполнение: незаурядная интуиция Шейнера-механика наглядно подтверждается другим его изобретением – пантографом – набором подвесных стержней, разновидность которого порой все еще используется для изготовления масштабированных изображений. Надо сказать, что его зарисовки Луны, сделанные в 1614 г., оказались крайне неудачными, о чем можно заключить, взглянув на ил. 154.

153

Технический прием, примененный ингольштадтским иезуитом Кристофом Шейнером для наблюдения солнечных пятен. Он проецировал изображение Солнца на белый экран, расположенный во внешнем фокусе надлежащим образом настроенного телескопа кеплеровского типа. Опубликовано в его книге «Rosa ursina sive sol» (Браччано, 1626–1630). Этот прием получил широкое распространение и был использован позже для наблюдения редко случающихся прохождений Меркурия и Венеры по диску Солнца.

154

Рисунок внешнего вида лунной поверхности в первой четверти, сделанный Кристофом Шейнером. Взято из его сочинения «Disquisitiones mathematicae» (1614), написанного в соавторстве с И. Г. Лохером.

Наиболее ценная телескопическая работа Галилея осталась позади. Он начинал постепенно втягиваться в теологические сети. 26 февраля 1616 г. папская комиссия в Риме обязала его отказаться от идеи движения Земли и никогда более не отстаивать это мнение. Через неделю после этого книга Коперника «De revolutionibus» попала в католический «Индекс запрещенных книг», где она числилась вплоть до 1835 г.

Ответ Галилея заключался в переключении на решение более практических вопросов, а именно на определение долготы в открытом море с использованием спутников Юпитера как универсальных часов. Он рекомендовал использовать для этих целей инструмент собственной конструкции (йовилабиум, представлявший собой некую разновидность экваториума для спутников) и таблицы затмений спутников и их движений в целом. Галилей обратился в Генеральные штаты в Нидерландах за получением премии, учрежденной за решение этой навигационной проблемы, однако получил в ответ только предложение принять в подарок золотую цепь, которое он отклонил.

155

Ян Гевелий и его жена Эльжбета, производящие наблюдения с помощью 6-футового латунного секстанта. Как это сделал ранее Тихо Браге, Гевелий опубликовал подробные и великолепно иллюстрированные книги, в которых приводилось описание его многочисленных инструментов. Данная иллюстрация взята из «Machinae Coelestis, Pars Prior» (1673).

Он писал о механике и о кометах и даже бросил подачку перипатетикам в классическом полемическом сочинении «Il Saggiatore» в виде возможного варианта защиты против антиаристотелевского аргумента о слишком малом параллаксе комет. Он сказал, что нет смысла дискутировать об их параллаксе до тех пор, пока не выяснено, действительно ли их природа является чисто оптической, как если бы они оказались результатом преломления света в облаках или в испарениях. (При этом он разделял убеждение Тихо о небесном происхождении новых звезд.) Расположение комет далеко за пределами Луны будет по-настоящему строго установлено после точных измерений, произведенных величайшим данцигским астрономом Яном Гевелием (ил. 155). Убедительное наблюдательное свидетельство в пользу идеи о том, что они движутся по параболическим орбитам, в фокусе которых находится Солнце, впервые представил Георг Дёрфель в 1680 г.

Ограничения, наложенные на Галилея, обратили его к написанию, возможно, наилучшего из всех его литературных творений – «Диалога о двух главнейших системах мира – Птолемеевой и Коперниковой». Эта книга построена как серия дискуссий между тремя персонажами, названными именами Сальвиати, Сагредо и Симпличио. Сальвиати – это сам автор, Сагредо – образованный слушатель, а Симпличио – глуповатый перипатетик. (Несмотря на всегда имевшуюся у Галилея возможность сказать, что он подразумевал величайшего комментатора Аристотеля VI в. Симпликия, у этого имени существовало очевидное второе значение.) Галилей писал эту книгу в течение шести лет, но он балансировал на лезвии ножа, и после ее опубликования во Флоренции в 1632 г. ему было предписано явиться в Рим для отчета о своих действиях перед Инквизицией. После долгих переговоров он подчинился и приехал в Рим в 1633 г.

Затем последовал один из самых известных судебных процессов в истории. Тем, кто рассматривает это не более как интеллектуальное упражнение, будет полезно напомнить, что на одном из этапов следствие велось под угрозой пытки, и хотя, по всей видимости, следователи не намеревались применять пытку, эта мысль вряд ли была утешительна для Галилея. Он продолжал настаивать, что перестал придерживаться теории Коперника после того как Конгрегация Индекса выступила с ее осуждением. Однако в конечном счете его приговорили к пожизненному заключению и подвергли епитимье. Приговор подписали семь кардиналов, и хотя формально папа Урбан VIII его не утвердил, постановление Священной канцелярии считалось окончательным до тех пор, пока оно не будет оспорено папой. По легенде Галилей, поднимаясь с колен после повторного прочтения формулы его предполагаемого проступка, топнул ногой и заявил: «Eppur si muove!» («И все-таки она [Земля] движется!»). Этот рассказ правдоподобно передает характер Галилея, но никак не истинный ход событий.

Приговор сразу же заменили домашним арестом на неограниченный срок. Галилею было уже под семьдесят, и он прожил еще одиннадцать лет, полностью ослепнув за четыре года до смерти. С этих пор в Италии теория Коперника появлялась на страницах печатных книг только как объект критики. Великолепным примером того, с какой легкостью высокоталантливые люди могли идти на поводу у ортодоксии, является Джованни Баттиста Риччоли: в своем сугубо научном обзоре истории астрономии за все времена – самом изысканном из когда-либо написанных сочинений подобного рода – он склоняется к отстаиванию истинности модифицированной тихонианской системы.

Галилей не принадлежал к числу великих астрономов-математиков. Он сохранил верность коперниканским кругам, которые тот использовал в своей теории, и даже в своем «Диалоге о двух главнейших системах мира» ни разу не сослался на введенные Кеплером эллиптические орбиты, хотя определенно знал о работе Кеплера. Однако его математические таланты весьма незаурядны, и принятое им решение нельзя считать результатом некомпетентности. Он приводил пространные и убедительные доказательства важности математики для натуральной философии – утверждение, которое никак нельзя назвать общепринятым в его время, хотя несколько его современников-иезуитов придерживались того же мнения. Одно из его величайших достоинств имело мало общего с математизацией природы: это была его способность разбивать в пух и прах сумасбродные доводы своих многочисленных оппонентов, и, конечно, не только во имя и под знаменем Аристотеля.

В течение всего лишь одного человеческого поколения телескоп полностью преобразил природу планетной и звездной астрономии. Наконец-то этот предмет стал доступен для исследований, требующих минимальной или вообще никакой математической подготовки. Появился новый тип публикаций, описывающих небесные явления, но не с помощью схематических диаграмм, а посредством изображений. Из всех других видимых тел Луна лучше всего подходила для предприятий подобного рода, и было опубликовано огромное количество ее рисунков. На первых порах качество не играло решающего значения, но обстановка стала быстро меняться после того, как в 1624 г. Пьер Гассенди и Никола-Клод Фабри де Пейреск объединили свои усилия и попытались определить разницу долгот между Экс-ан-Провансом и Парижем. Разработанный ими метод заключался в хронометрической фиксации погружения в земную тень либо выхода из нее небольших деталей лунной поверхности в ходе лунного затмения. Для этого им требовалась хорошая карта Луны, поэтому в 1634 г. они привлекли для ее изготовления гравера Клода Меллана. Меллан использовал телескоп, изготовленный из деталей, сделанных самим Галилеем, и его карта оказалась действительно очень хорошей. Известно множество других попыток нарисовать карту Луны, но редко кто достигал такого же совершенства, как Меллан, а вскоре к этому добавилось еще одно занятие: присваивание деталям лунной поверхности имен прославленных людей. Михаэль Флоран ван Лангрен населил такими именами прекрасную карту, опубликованную им в 1645 г., но она не получила широкого распространения. Он стремился сделать с Луной то же самое, что Испанская корона сделала с территориями Нового Света, – заявить свои претензии на них через присваивание им соответствующих названий. Луна ван Лангрена была католической и Габсбургской, он даже упомянул в выходных данных к ней: кто осмелится изменить названия деталей лунной поверхности, будет подвергнут штрафам и взысканиям. Ведущие лунные картографы того времени Джованни Баттиста Риччоли и Ян Гевелий пропустили это мимо ушей, если, конечно, они вообще видели эту карту. Гевелий уклонился от неоднозначной практики именования лунных деталей фамилиями знаменитых людей, отдав предпочтение сохранению классических географических названий. Риччоли использовал имена выдающихся ученых и астрономов, не оставив без внимания и коперниканцев, хотя и не был солидарен с ними. В конце концов, если смотреть на вопрос в целом, победа досталась Риччоли, чему не мало способствовали враждебное отношение Гука к Гевелию и влияние Кассини в Париже, который отдал предпочтение более кратким названиям Риччоли.

Если не принимать во внимание номенклатуру, то Гевелий был астрономом, достигшим огромной популярности именно благодаря лунному картографированию. Восхитительные медные гравюры Луны составляли лучшую часть его объемной и впечатляющей «Selenographia» (1647). Наблюдения, на базе которых он изготовил три большие карты, вошедшие в этот том, проводились так, как это делал Хэрриот, – посредством фиксации изменений вида Луны по мере того, как терминатор продвигался по ее поверхности. Его прекрасная работа не отличалась высокой точностью, как принято об этом думать, однако он достиг кое-чего другого, гораздо более важного с научной точки зрения. Он картографировал либрацию Луны. Хотя вид Луны, обращенный к Земле, всегда более или менее одинаков, в различные периоды времени мы можем наблюдать с Земли примерно шесть десятых ее общей поверхности. Галилей, Хэрриот и другие знали это, но не рассматривали в деталях изменения лунного диска. Для того чтобы Луна была всегда обращена одной и той же стороной к наблюдателю, ее вращение вокруг собственной оси должно осуществляться шаг в шаг с поворотом луча зрения наблюдателя. Это вращение представляет собой сложную динамическую проблему, к тому же, как мы знаем, Луна движется по эллиптической орбите с переменной скоростью. Эта орбита наклонена к эклиптике (факт, известный уже в Античности). Добавим к этому следующее: место нашего наблюдения медленно смещается в течение суток по мере того, как Земля переносит нас своим вращением. То, к чему приводили эти несколько факторов, не могло быть теоретически объяснено ни Гевелием, ни его современником Джованни Баттистой Риччоли, но последние могли по меньшей мере визуально оценить величину либрации по лунной широте и долготе и включить ее в свои карты. Карта Гевелия изображена на ил. 156. Прекрасные лунные карты Риччоли опубликованы в его «Almagestum novum» (1651).

156

Данное изображение топографии лунной поверхности, датируемое 1645 г., является одной из трех больших гравюр, самостоятельно изготовленных Гевелием для его монументального тома «Selenographia», изданного in folio. Гравюра занимает целый разворот. Гевелий накопил большой опыт в печатном деле, будучи студентом в Лейдене, и его работа была напечатана на его собственном печатном станке. Масштабная шкала слева внизу соответствует 100 германским милям, а справа – трем «затменным единицам». (Диаметр Луны традиционно делился на двенадцать единиц.) Сегменты по краям – это те части поверхности, которые периодически становятся видимыми в результате либрации. Умение Гевелия изобразить свои наблюдения на гравюре означало, что он легко мог рассылать другим копии своих рисунков. Когда книга, наконец, была завершена, он отослал ее копии в библиотеки и своим друзьям в Рим, Париж, Оксфорд, Кембридж и в другие места. Папа отметил, что эта книга не имела бы себе равных в случае, если бы она не была написана еретиком.

В силу столь широкого и быстрого распространения телескопа нет ничего удивительного в том, что вокруг него разгорелось так много споров о приоритете. Мы уже упоминали о Симоне Майре, которого Галилей задолго до того вынудил покинуть Падую. Он заявил о своем приоритете на наблюдение трех спутников Юпитера (в декабре 1609; Галилей наблюдал четыре в то же время), а также в вопросе о составлении точных таблиц движения этих спутников. Похоже, его измерения нельзя считать плагиатом, поскольку они более точны, чем те, которые позднее опубликовал сам Галилей, кроме того, он принял решение внести в вычисления движение по широте, но в целом работа Майра определенно уступала работе Галилея. До опубликования в 1623 г. «Il Saggiatore» Галилей ни разу не выступил публично против Майра в этом вопросе. Раздражение Галилея, как можно допустить, подпитывалось тем обстоятельством, что Майр назвал спутники «Бранденбургскими звездами» в честь своих патронов, создав тем самым угрозу галилеевским спутникам, ассоциировавшимся с родом Медичи, в честь которого тот назвал эти звезды.

Поскольку у некоторых людей настоятельное желание доказать приоритет на открытие замещает собой все остальное, будет логично предположить существование высказываний с целью доказать, что Медицейские планеты, или спутники Юпитера, впервые обнаружены китайскими астрономами за две тысячи лет до Галилея. В «Астрологическом трактате эпохи Кайюань», составленном Гаутама Сиддхартхой между 718 и 726 гг., упоминаются некоторые наблюдения, произведенные в IV в. до н. э. астрономом Гань Де. Приводятся его слова, будто в год чан ян Юпитер наблюдался в зодиакальном сегменте Ци восходящим и заходящим вместе с так называемыми лунными дворцами (Сюйну, Сюй и Вэй). «Он был очень большим и ярким», добавлял Гань Де, и «в непосредственной близости от него отчетливо наблюдалась небольшая красноватая звезда». По утверждениям некоторых, это наблюдение зафиксировало Ганимед или Каллисто, и оно датируется 364 г. до н. э. Однако в целом нет никаких оснований полагать, что и в самом деле наблюдался какой-либо из указанных спутников Юпитера.

Томас Хэрриот получил экземпляр «Siderius nuncius» в июне 1610 г. и начал систематическое наблюдение спутников в октябре. Сначала он увидел только один из них, но в декабре того же года он уже вел таблицу, в которой регистрировалось движение четырех спутников; он более года анализировал эти движения, используя как собственные наблюдения, так и наблюдения Галилея, разумно отдав предпочтение определению их сидерических, а не синодических периодов, как это было у Галилея. Хэрриот получил очень хорошее значение периода для первого спутника, 42,4353 часа, что прекрасно соотносится с современным значением 42,4582 часа.

Многие другие астрономы оставили огромное количество случайных наблюдений, но все вышеупомянутые работы по спутникам Юпитера значительно уступали тому, что сделал Джованни Баттиста Годиерна. Его высокопрофессиональное сочинение «Medicaeorum ephemerides» опубликовано в 1656 г. в Палермо, в родной ему Сицилии, и долго оставалось одной из наиболее востребованных книг. Годиерна усилил анализ привнесением в него некоторых теоретических допущений; он использовал три вида периодических неравенств, по аналогии с существовавшими тогда планетными теориями. Девять лет спустя, когда Медичи получили высококлассный телескоп и попросили флорентинца Джованни Альфонсо Борелли улучшить Галилеевы таблицы, тот попытался похожим образом приспособить к ним теорию Кеплера. Анализ оказался слишком сложен для него, и книгу, опубликованную им в 1666 г., встретили с разочарованием.

Стало предельно очевидно, что недостаточно просто обладать инструментами. Движения спутников, полученные самим Яном Гевелием и опубликованные им в «Selenographia», были значительно ниже по качеству, чем выведенные Галилеем, Майром и Хэрриотом более чем за тридцать лет до этого. Однако в отдельных случаях происходило неизбежное расширение прежнего знания. Вероятно, первым из тех, кто открыл фазы Меркурия, был иезуит Йоннес Зупо. Он сделал это в 1639 г. В середине столетия существовало несколько выдающихся итальянских мастеров по изготовлению телескопов, например неаполитанец Франческо Фонтана обладал инструментом, с помощью которого можно было различить фазы Марса, чего больше никому не удавалось. Лучшая работа столетия по спутникам Юпитера выполнена с помощью великолепных телескопов, находившихся в распоряжении только одного человека: около 1664 г. Джованни Доменико Кассини получил превосходные инструменты от величайших мастеров по изготовлению телескопов Джузеппе Кампани и Эустакио Дивини. По прошествии всего лишь нескольких недель, наблюдая с помощью одного из них (его длина составляла порядка 1,5 метра), он обнаружил на диске Юпитера некие ненаблюдаемые ранее пятна, оказавшиеся тенями второго и третьего спутников. Через несколько дней он увидел два или три подвижных темных пятна, сначала принятые им за облака, а также несколько ярких отметин, которые, по его мнению, являлись вулканами. Так было положено начало проведению аналогии между Юпитером и Солнечной системой с привлечением теории планетного движения. Такая перспектива оказала воодушевляющее действие как на самого Кассини, так и на других ученых после того, как два года спустя он обсудил ее во вновь созданной Королевской академии наук в Париже. Незадолго до этого Кассини опубликовал самые точные эфемериды спутников на каждый день и получил предложение занять должность в Париже со столь выгодными условиями, что так больше и не вернулся в Италию. Джованни Доменико стал основателем именитой династии Кассини во французской астрономии.

Ко времени, когда Кассини издал свои таблицы (1693), точность его работы была настолько велика, что становится понятным восхищение, с которым Эдмонд Галлей воспринял изложенную им программу. Проблема определения географической долготы удаленных мест – по крайней мере, на суше, где имелась возможность жесткой установки телескопа, – была решена. Для сравнения долготы удаленного места с долготой, допустим, Парижа, необходимо знать момент времени, в который данное конкретное событие будет зарегистрировано в обоих местах. Спутники Юпитера, должным образом табулированные по парижскому времени, могли быть хронометрированы по местному времени с отсчетом от прохождения Солнца через полуденный меридиан. Спутники могли рассматриваться как универсальные часы, стрелки которых (при определенных условиях) можно было видеть отовсюду. В оптимальных обстоятельствах эти «часы» могли идти с точностью, превышающей одну минуту времени, а значит точность определения долготы могла превысить 15 минут дуги. Астроном, как предполагалось, должен был сначала пронаблюдать, как первый спутник (в идеале) войдет в тень планеты или выйдет из нее, а полная серия таких наблюдений, очевидно, значительно улучшила бы результаты. Этот метод играл роль стандартной процедуры определения координат места в течение всего XVIII в. Вряд ли стоит сомневаться в том, что практическое применение этого метода объясняет, в частности, множество предпринятых попыток усовершенствовать йовилабиум Галилея: среди тех, кто разработал новые варианты этого исходно простого приспособления с учетом более глубокого понимания особенностей движения спутников, отметим Фабри де Пейреска, Годиерну, Джона Флемстида, Кассини, Уильяма Уистона и Жозефа Жерома де Лаланда. Спустя какое-то время понадобилось учесть еще и скорость света, конечность которой доказал Оле Рёмер в 1676 г. Он измерил ее, основываясь на наблюдении спутников.

Безусловно, идеям Рёмера было суждено сыграть огромную роль как в будущей астрономии больших масштабов, так и в фундаментальной физике. Их приняли быстро и повсеместно. Говоря словами Фрэнсиса Робертса – автора, одним из первых горячо откликнувшегося на это сообщение: «Чтобы свет дошел от звезд до нас, требуется гораздо больше времени, чем мы тратим на путешествие в Западную Индию (обычно занимавшее шесть недель)».

157

Портрет Христиана Гюйгенса (1629–1695) на фронтисписе сборника его трудов (Лейден, 1724)

По прошествии начальной волны телескопических открытий первое явление совершенно нового типа было открыто в результате наблюдений Сатурна Христианом Гюйгенсом (ил. 157), наконец догадавшимся, что планета находится в центре плоского кольца. Галилей, как мы видели, уже занимался изучением Сатурна в 1610 г. и видел «не одно, а три тела». Как и Шейнер в 1616 г., он допустил существование спутников, близко расположенных к планете. Через двадцать лет множество высококомпетентных астрономов усердно исследовали эту планету с помощью гораздо более совершенных телескопов, но по-прежнему они не могли составить никакого представления о том, что, собственно, наблюдают. И Гассенди, и Гевелий, и Дивини и Годиерна – все они делали зарисовки, которые мы, обладая преимуществом ретроспективного взгляда, можем интерпретировать как изображения кольца, но даже к концу 1640‐х гг. кольцевая структура оставалась еще неузнанной. В 1655 г., задействовав 50-кратный телескоп длиной 3,5 метра, Гюйгенс обнаружил у Сатурна спутник, довольно сильно отличающийся от странных «ручек чайной чашки» планеты. (Это был спутник, сегодня называемый Титаном. Гевелий и Кристофер Рен заметили его раньше, но решили, что это обычная звезда.) Но как объяснить ручки чайной чашки?

В 1657 г. Кристофер Рен предложил разрабатывать теорию некой эллиптической «короны», каким-либо образом прикрепленной к планете и медленно вращающейся вокруг большой оси эллипса. Он не знал, что почти за год до того, как он высказал эту гениальную гипотезу (для чего сконструировал специальную механическую модель), Гюйгенс уже нашел верное объяснение увиденного им. По его мнению, это было всего лишь тонкое плоское кольцо, окружающее планету, но не касающееся ее. Изменение его внешнего вида и периодическое исчезновение, предположительно, объяснялось наклоном кольца к плоскости эклиптики (ил. 158). Гюйгенс использовал сначала 4‐метровый, затем 7- и наконец 37‐метровый телескопы, но его проницательность оказалась не менее важной для совершения этого открытия, чем качество получаемых изображений. В 1660‐х и 1670‐х гг. Джузеппе Кампани и Джованни Доменико Кассини обнаружили, что могут видеть тень, отбрасываемую кольцом на поверхность планеты, после чего исчезли последние сомнения относительно истинности теории Гюйгенса. В 1675 г. Кассини открыл щель в кольце. Это еще одно доказательство того, насколько быстро развивались техника наблюдений и разрешающая способность инструментов. (Забегая вперед, скажем, что фотографии, полученные в 1980 г. космическим аппаратом «Вояджер-1», обнаружили сотни более мелких делений, не говоря уже о переплетенных нитях внешнего кольца.) Кассини повезло с отличными инструментами, изготовленными Джузеппе Кампани в Риме: благодаря им он открыл детали на дисках Марса и Юпитера, позволившие ему определить период вращения обеих планет. После переезда в Париж Кассини открыл сплюснутую форму Юпитера, пояса́ на поверхности Сатурна и еще четыре спутника Сатурна. Рею и Япет он обнаружил в 1671–1672 гг., а Тефию и Диону – в 1684 г. Зонды «Вояджер» довели общее количество открытых спутников до двадцати одного7; в числе наиболее эффектных изображений, полученных космическим аппаратом «Кассини», есть фотография с недавно образовавшимся кратером на Рее (ил. 159). В XXI в. не проходит и месяца без того, чтобы накопленное знание не пополнялось какими-нибудь новыми подробностями, но чем больше мы знаем, тем сложнее становится нас удивить. В известном смысле, первое изумление от телескопических открытий достигло кульминации еще до завершения века его изобретения. Настало время серьезно задуматься над теорией, способной объединить эти новые астрономические открытия, но, как всегда, нашлись люди с другими вкусовыми предпочтениями.

158

Приведенная Христианом Гюйгенсом иллюстрация того, как изменение внешнего вида Сатурна (показанное на периферии диаграммы) связано с наклоном кольца к плоскости орбиты Сатурна, описываемой им вокруг Солнца (внешняя кривая). Эта плоскость почти совпадает с плоскостью эклиптики (внутренняя кривая, где Земля обозначена буквой E). Из его сочинения «Systema Saturnium» (1659).

159

Лучевой (а потому сравнительно молодой) кратер на спутнике Сатурна Рея, изображение которого получено в 2005 г. в лучах видимого диапазона с космического аппарата «Кассини» с помощью длиннофокусной камеры. Тот же кратер можно было наблюдать с «Кассини» и в 2004 г., но с гораздо меньшим разрешением. Диаметр Реи 1528 километров, что соизмеримо с диаметром Луны (1738 километров).

Появление относительно простых в употреблении инструментов, благодаря которым многие небесные явления стали доступны для наблюдения даже людям, не имевшим представления о технической стороне астрономического знания, не могло не поменять космологию, во всяком случае внешне. Такое уравнивание в правах было во многом иллюзорным, но оно послужило толчком к возрождению литературной традиции, родственной Цицероно-Макробиевому «Сну Сципиона». Задолго до этого итальянский поэт времен Ренессанса Лудовико Ариосто, прославившийся своей эпической поэмой «Orlando furioso» («Неистовый Орландо», 1516), внес свой вклад в возрождение этого жанра. В своей поэме он рассказывает о путешествии на Луну, разъясняя все увиденное таким образом, как будто это были земные события. Галилей чрезвычайно любил эту поэму, хотя нельзя сказать, что она сыграла какую-то важную роль в его собственном поиске сходств между Землей и Луной. Как мы уже видели, подобный прием был применен в «Сне» Кеплера для придания большей убедительности коперниканству. Он заключался в сочетании долгой литературной традиции с обнародованными Галилеем данными недавних телескопических наблюдений и собственным воображением. Однако, по всей видимости, наиболее сильным произведением этого жанра являются продуманные до мелочей диалоги Бернара Ле Бовье де Фонтенеля «Entretiens sur la pluralité des mondes» («Рассуждения о множественности миров»), изданные в 1686 г., в которых он аналогичным образом способствовал признанию коперниканской системы. Известны и писатели, пытавшиеся повернуть эту аргументацию вспять. В 1656 г. апологет тихонианской системы монах-иезуит и ученый-астроном Афанасий Кирхер использовал сюжет небесного странствия для мысленного путешествия по собственной космологии. Разумеется, он сделал это для того, чтобы утвердиться в вере в неподвижность Земли. Сочинение Кирхера представляет довольно странную внедисциплинарную фантазию, в значительной степени опирающуюся на астрологическую традицию. Например, пресные воды Венеры наталкивают его на вопрос – возможно ли использовать их для законного крещения евреев или язычников? Кирхер часто путается в доводах, когда переходит к идее существования многих планетных систем, похожих на нашу. Он опубликовал свои размышления, озаглавив их «Itenerarium exstaticum» («Экстатическое путешествие»), а через год дополнил их описанием подземного мира. Книга переиздавалась два раза, но ее так и не перевели с латинского, и, по понятным причинам, она подверглась осуждению со стороны церкви.

Одним из читателей, явно подпавшим под влияние этой книги, был Христиан Гюйгенс, который аналогичным образом отталкивался от безусловного признания истинности космологической системы, но на сей раз коперниканской. Гюйгенс использовал те же аналогии, что и Кирхер, надеясь доказать непременное существование у неподвижных звезд планетных систем, которые, подобно нашей системе, также являются обитаемыми. Он развил этот аргумент в объемном сочинении, ставшем его последней книгой, – «Cosmotheoros», оконченной в 1695 г., но опубликованной лишь после его смерти в 1698 г. В ней он продолжил излагать свои соображения об обязательном существовании на планетах необозримого количества других растений и животных. Причем некоторым животным доступна такая же сила рационального мышления и способность к ощущению, как наша. Они должны, как он полагал, быть социальными существами, постигшими астрономию «и все подчиненные ей искусства», и в итоге приблизятся к нашему уровню понимания этих предметов. Гюйгенс основывал бо́льшую часть своих доказательств на аксиоме, что поскольку все Божьи творения воплощают высшую степень совершенства, они должны быть похожи друг на друга. Он часто очень широко трактовал свои аналогии, доводя их до крайнего предела. Одним из типичных аргументов, сила которого заключалась скорее в выразительности, чем в здравомыслии, был его довод о том, что пресловутые обитатели должны обладать руками, а не чем-то вроде слонового хобота. Он не мог допустить мысли, будто Природа благосклонна к ним менее, чем к нам, а тем более к нашим белкам и обезьянам. И хотя это конкретное утверждение лишает его чести быть предвестником пришедшей следом научной фантастики, он по меньшей мере признавал, что создания на других планетах не обязательно должны быть уродливыми с виду.

«Cosmotheoros» был издан сначала на латыни, но вскоре появился его английский перевод, а в течение следующих двадцати лет его перевели на голландский, французский, немецкий и русский языки. Он являлся образцом литературного жанра, который проявлял должное почтение в отношении астрономического знания, но лишь при условии достоверности последнего. После краткого, но довольно пренебрежительного разбора книги Кирхера на эту же тему, Гюйгенс посчитал себя обязанным предложить что-то более солидное, поэтому последняя часть его книги была посвящена обзору последних данных оптической астрономии. Это дало ему возможность упомянуть как о своих наблюдениях, так и о наблюдениях Кассини. Например, он сумел продемонстрировать, как кольца Сатурна будут менять свой вид с течением времени, если смотреть на них с Юпитера. Он сумел сообщить важные вводные сведения об оригинальном техническом приеме, позволяющем определить расстояние до звезды Сириус. Для этого он предлагал пропустить солнечный свет через микроскопическое отверстие в пластинке, размещенной на конце его 12-футового телескопа. Напротив отверстия располагались крошечные линзы. Меняя их взаимное положение, он добивался примерно такой же силы наблюдаемого света, как у самой яркой звезды – Сириуса, после чего, используя незамысловатые оптические расчеты, получал расстояние до звезды, которое оказалось у него равным 27 644 расстояниям до Солнца. Это был прекрасный результат, хотя он составлял всего лишь одну двадцатую часть от истинного значения. Для создания у читателя наглядного представления о громадности этого расстояния он добавлял: чтобы достичь Сириуса выстрелом из пушки, пушечному ядру потребовалось бы лететь семьсот тысяч лет.

«Cosmotheoros» был широко растиражирован благодаря стараниям брата Христиана – Константина Гюйгенса, секретаря штатгальтера Нидерландов Вильгельма III – «Вильгельма Оранского», ставшего после революции 1688 г. королем Англии, Шотландии и Ирландии. Среди множества отступлений от главной астрономической темы в книге Гюйгенса содержится прозрачный намек, который он дает Константину. Он слышал, что когда Сатурн будет в северной части своей траектории, можно будет открыть у него еще большее количество спутников, но только в том случае, если в его распоряжении будут «два телескопа, длиной 170 и 210 футов; самых больших и самых лучших в мире, как я полагаю». Конструкция этих огромных «подвесных» телескопов повторяла описанную Христианом в книге, опубликованной в 1684 г. Объективные линзы для них Константин Гюйгенс изготовил в июне и в июле 1686 г., но в течение следующих десяти лет его полностью поглотили политические дела, и он непрерывно курсировал между Лондоном и Гаагой. Вслед за королем обе линзы (плосковыпуклая и двояковыпуклая) были перевезены в Лондон. В 1720‐х гг. их выкупило у наследников братьев Гюйгенсов Королевское общество и приобщило к объективной линзе для 123-футового телескопа, преподнесенного обществу Константином в 1691 г. Там они находятся и по сей день.

Существовал очевидный механический предел целесообразности увеличения длины телескопов в целях ослабления аберрации. Как бы ни были хороши линзы Гюйгенса, даже его телескопы-рефракторы 1660‐х гг. практически достигли указанного предела в условиях отсутствия ахроматических линз. Например, Уильям Дерем взял во временное пользование 123-футовую объективную линзу, но нашел ее крайне непрактичной. Многие люди, компетентные в математической оптике, время от времени обращались к изучению проблемы ложного цвета телескопических изображений, но мало чего добились. Существовало расхожее мнение, что Исаак Ньютон доказал невозможность существования такой комбинации линз, которая позволила бы избежать ложного окрашивания. Со временем его репутация становилась все более весомой, поэтому данное его убеждение (так ли это было на самом деле или нет – в данном случае неважно) сильно затормозило разработку ахроматических линз. Человеческий глаз, ошибочно считавшийся совершенным в этом отношении, согласно утверждениям некоторых, является живым доказательством возможности существования ахроматических линз. Английский землевладелец, адвокат и оптик-любитель Честер Мур Холл обнаружил (после серии экспериментов, описание которых он не опубликовал), что ахроматическую комбинацию можно получить посредством совместного использования различных типов стекла (кронгласа и флинтгласа). Он осуществил детальную проработку этого открытия в период 1729–1733 гг. и передал работу по изготовлению первых ахроматических линз профессионалам на подрядной основе. Первую из них изготовил Джордж Басс в 1733 г., и у Холла примерно в это же время имелось по меньшей мере два ахроматических телескопа. В середине 1750‐х гг. он рассказал о своих достижениях хорошо известному английскому мастеру по изготовлению инструментов Джону Доллонду. Эйлер тоже рассматривал такую возможность и направил Доллонду несколько писем с просьбой поэкспериментировать в этом направлении.

В 1754 г. шведский физик Сэмюэль Клингенстерн опубликовал собственное теоретическое изложение этого вопроса и послал его Доллонду, но не удостоился упоминания в отчете об исследовании, проведенном самим Доллондом, опубликованном в 1758 г. Рассерженный этим обстоятельством Клингенстерн опубликовал в 1760 г. работу, в которой изложил все, что было известно на тот момент о системах линз, позволявших избежать хроматических и сферических искажений, – произведение, ставшее крайне важным для последующих изготовителей больших астрономических телескопов. Однако начало коммерческому производству ахроматических линз положил Доллонд. Дания – не близкий край, но патент есть патент. Позже Доллонд подвергся преследованию со стороны торговцев-конкурентов, утверждавших, что право на приоритет принадлежит Холлу, но сам Холл оставался в стороне от этой полемики, и судья постановил: тот, кто первым ставит изобретение на службу обществу, должен получать за это вознаграждение. Это разительно контрастировало со случаем Ханса Липперсгея.

Для достижения высокой кратности без сферических искажений или ложного окрашивания изображения у рефракторов XVII в. сохранялись небольшие апертуры, а фокусные расстояния все более и более увеличивались, в результате чего получались чрезвычайно длинные телескопы, зачастую вовсе без трубы. Например, Гевелий построил в Данциге 46‐метровый телескоп (ил. 160). Как уже упоминалось в связи с исследованием Сатурна, у Гюйгенса был 37‐метровый инструмент. Вместо трубы в нем использовались канаты, распределенные по длине планки, соединяющей объектив с окуляром. При натягивании троса объектив, подвешенный на карданном шарнире, расположенном на верхушке высокого столба, поворачивался в нужном направлении. Вскоре Гюйгенс обнаружил неприятную особенность всех подобных телескопов: изображение сильно искажалось в результате воздействия воздушных течений. Благодаря усилиям Холла, Клингенстерна и Доллонда все эти малоудовлетворительные «воздушные телескопы» отошли в прошлое.

Во Франции Алексис Клеро ввел упрощение в ахроматические линзовые системы, сократив количество линз в системе Доллонда с трех до двух при условии идеально тесного контакта между ними. Несколько парижских оптиков сумели добиться этого в 1763 г., после чего эта комбинация линз стала наиболее распространенной. В 1765 г. сын Доллонда Питер передал во временное пользование их первый ахроматический телескоп королевскому астроному Маскелайну; результаты были настолько впечатляющими, что Доллонды сколотили на этом целое состояние. Как выяснилось, можно сократить и другие типы аберраций, заставив линзы совместно участвовать в преломлении и избегая, например, таких ситуаций, когда свет, попадающий в телескоп, встречается с плоской поверхностью. В общем, качественное улучшение объективных линз гарантировало рефракторам долгую историю, а составные окуляры способствовали ее продлению посредством значительного увеличения кратности. С другой стороны, светосила зависит от апертуры, и линзы быстро достигли пределов, диктуемых технологией того времени. Нужно было искать что-то новое, и это новое появилось в виде отражающих телескопов.

160

Построенный Гевелием 150-футовый (46‐метровый) телескоп, изображенный в его сочинении «Machina coelestis pars prior» (1673). Это был самый большой из его телескопов, изготовленный в целях устранения аберрации изображения. Он строил и другие телескопы подобного типа, но многие из них пострадали во время пожара в Стеллабургуме – его обсерватории, основанной в 1679 г. На заднем плане виден Данциг, растянувшийся вдоль линии горизонта. Скопление народа свидетельствует о том, что возведение телескопа было публичным мероприятием, не лишенным некоторого риска, – обратите внимание на рабочего, находящегося на вершине столба. Этот телескоп обладал неустойчивой конструкцией с ограниченными возможностями, она изгибалась и дрожала, если дул ветер. Галлей понял это и счел его бесполезным.

Шотландский математик и астроном Джеймс Грегори создал конструкцию такого телескопа и опубликовал ее детальное описание уже в 1663 г. Принцип его работы заключался в использовании параболического зеркала, которое отражало лучи от удаленного объекта в обратном направлении на небольшое вторичное вогнутое зеркало, немного отстоящее от основного фокуса. Вторично отраженные от него лучи проходили узким пучком через отверстие в центре главного зеркала и попадали сначала на плосковыпуклую окулярную линзу, а затем – в глаз. Исходная схема была более совершенной: в первоначальном варианте телескопа Грегори использовалось не сферическое, а эллипсоидное вторичное зеркало с двумя фокусами. Планировалось, что главное зеркало будет создавать первичное изображение в одном из фокусов эллипсоида, после чего вторичное зеркало переместит изображение в другой фокус, совпадающий с фокусом окулярной линзы. (При условии что световые лучи, поступающие от удаленного объекта, будут идти параллельно; см. ил. 161.) На самом деле, эта задумка предъявляла слишком завышенные требования к уровню мастерства ремесленников того времени. Грегори заказал лондонскому оптику Ричарду Риву изготовить телескоп собственной конструкции с фокусным расстоянием в шесть футов. Еще задолго до этого, работая вместе с математиком Джоном Пеллом, Рив пытался изготавливать несферические, а именно – гиперболические линзы, за которые ратовал Декарт. (Считается, что это удалось сделать Иоганну Визелю из Германии, но без какого-либо практического применения.) Однако Риву так ни разу и не удалось добиться того, чего от него требовалось. Грегори остался недоволен заменой вторичного сферического зеркала и оставил эти попытки. Когда около 1668 г. изучением этой проблемы занялся Исаак Ньютон, он остановил свой выбор на гораздо менее претенциозной конструкции, использовав плоское зеркало, установленное непосредственно перед первым фокусом для отражения сходящихся лучей вбок за пределы главной трубы, которые затем попадали в окуляр (ил. 162). Считается, что небольшой рефлектор конструкции Ньютона был подарен Королевскому обществу в 1672 г. и по сей день остается в его собственности. Его компактное устройство – всего лишь около 20 сантиметров в длину – и отсутствие аберраций, благодаря чему впоследствии предпочтение было отдано именно рефлекторам, оказались главными его достоинствами. Его основной недостаток – малая отражательная способность, свойственная зеркалам того времени. При изготовлении своих зеркал Ньютон напряженно работал над созданием сильноотражающего сплава, металла «спекулум», и этот сплав широко использовался в течение следующих двух столетий.

161

Три классические конструкции телескопов-рефлекторов XVII в., предложенные Грегори, Ньютоном и Кассегреном. На каждой схеме главное зеркало обозначено М, а вторичное – m, кроме того, фокус главного зеркала обозначен F, а фокус окуляра – Е. Название «грегорианский» часто применяют к телескопам с обычным сферическим вторичным зеркалом, однако сам Грегори хотел, чтобы оно было эллипсоидальным (на приведенной иллюстрации изображен именно эллипсоид с фокусами в точках E и F). Со временем простые окуляры заменили сложными.

Конструкцию, очень похожую на телескоп Грегори, но на сей раз использующую выпуклое зеркало, расположенное внутри главного фокуса, анонсировал француз по имени Кассегрен – человек, о котором мы знаем очень мало. Эти отличающиеся друг от друга оптические системы быстро распространились по всей Европе, например они были опубликованы в «Философских трудах» Королевского общества (ил. 161 и 162). Королевское общество проявило особую заинтересованность в улучшении качества телескопов и других научных инструментов и долго придерживалось этой позиции, в результате чего спустя некоторое время Лондон стал торговым центром подобного рода изделий. Одним из наиболее знаменитых мастеров стал Джеймс Шорт, обосновавшийся в Лондоне уроженец Эдинбурга. Он был астрономом, хотя и не очень известным, а также специалистом по изготовлению больших и очень точно выверенных зеркал. Сначала он делал их из стекла, а затем – из металла «спекулум». Шорт изготовил не менее 1370 рефлекторов, и более ста из них сохранились по сей день. Его инструменты пользовались громадным спросом по всей Европе. Переносной экваториальный инструмент, сделанный им для принца Оранского (ил. 163), не только был из разряда тех вещей, которые следовало иметь каждому джентльмену с претензией на интеллектуальность, но и обладал одной интересной особенностью, совмещая в себе рефлектор Грегори с одной из разновидностей монтировок, используемых для торкветума (ил. 103 в главе 10). Он производил свои наблюдения с помощью инструмента с фокусным расстоянием около 1,5 метра. Большинство его рефлекторов обладало существенно меньшими размерами, но фокусное расстояние одного из них достигало 3,6 метра.

162

Современный рисунок, опубликованный Королевским обществом, на котором изображены рефлектор Ньютона и альтернативная конструкция рефлектора Кассегрена

Четвертый классический тип рефлектора отличался простотой. Его конструкция, используемая Уильямом Гершелем, состояла только из немного наклоненного главного зеркала, в которое можно было смотреть напрямую через окуляр, прикрепленный к краю открытой трубы. Это снимало необходимость использования промежуточного отражения и таким образом снижало потерю света на вторичном зеркале. Именно с помощью этого инструмента Гершель открыл в 1787 г. два спутника Урана – Титанию и Оберон.

163

Джеймс Шорт изготовил три переносных экваториала, конструкция которых изображена на приведенном рисунке. Она была представлена Королевскому обществу в 1749 г. Он знал о прецедентах применения многоповоротных монтировок, но считал, что использование их с таким большим телескопом является, в некотором роде, «чем-то новым». Конструкция обладала слишком большим количеством поворотных движений для того, чтобы быть устойчивой при использовании с более крупными телескопами и была слишком дорогой для большинства людей, занимавшихся любительскими наблюдениями, но, как и торкветум, она уменьшала количество этапов при преобразованиях между различными координатными системами (азимутальной, экваториальной и эклиптической).

После того как Доллонд наладил промышленное производство ахроматических линз, астрономы на какое-то время перестали интересоваться рефлекторами. Отражающие зеркала отличались хрупкостью, легко окислялись, а точность шлифовки и полировки требовалось обеспечивать более сложными средствами, чем для поверхностей линз. Однако поразительные открытия, сделанные Гершелем с помощью его рефлекторов, опять привлекли внимание тех астрономов, главной заботой которых было не соблюдение точности измерений, а увеличение кратности и светосилы.

Телескоп всегда представлял собой нечто большее, чем просто средство получения детального представления о том, как выглядят небесные объекты. В итоге он нашел применение как надежный измерительный инструмент, который оказалось возможным снабдить градуированными квадрантами или кругами – в точности такими, какими пользовались Тихо и другие для определения положений звезд. До того как это случилось, он применялся для угловых измерений, но совершенно иначе. Один из методов заключался в получении телескопических проекций. Использовав свои недавно рассчитанные Рудольфовы таблицы для подготовки эфемерид (они выходили частями и в итоге покрывали период с 1617 по 1636 г.), Кеплер обнаружил, что 1631 г. оказался очень необычным годом, поскольку тогда должно было случиться прохождение по диску Солнца как Меркурия (15 ноября), так и Венеры (6 декабря). Как уже указывалось ранее, Кеплер умер 15 ноября 1530 г., до того как произошли оба этих события. В опубликованной Барчем технической инструкции обращалось внимание на призыв Кеплера к астрономам – пронаблюдать эти будущие прохождения со всей возможной тщательностью, поскольку это может помочь в окончательном решении сложнейшего вопроса о размере планетных орбит во всей Солнечной системе, а также об угловых размерах Меркурия и Венеры. Несколько астрономов с энтузиазмом взялись провести все необходимые измерения для Меркурия. Например, этим занялись Иоганн Цизат в Инсбруке и Ремус Квиетанус в Руффахе, но наиболее широкое распространение получили измерения этой планеты, произведенные Пьером Гассенди, которые преподнесли пару сюрпризов. Он получил для углового диаметра Меркурия величину порядка 20″; это было существенно ниже оценки, сделанной Кеплером. Использовав Кеплеровы относительные расстояния до планет, Гассенди рассчитал, что предполагаемый диаметр Меркурия, если смотреть на него с Солнца, должен составлять около 28″. Время прохождения выявило ошибку таблиц Кеплера, которая составила несколько часов; когда же Гассенди попытался осуществить наблюдение прохождения Венеры, он вообще ее не увидел. Ученый и предположить не мог, что на самом деле оно имело место, но не днем, как предсказывали таблицы, а ночью.

Значение, полученное Гассенди для Меркурия, несло в себе еще один сюрприз, но другого рода; это по достоинству оценили только после того, как Джереми Хоррокс нашел аналогичное значение для Венеры. Хоррокс был молодым и талантливым английским астрономом из деревни неподалеку от Ливерпуля в Ланкашире на севере Англии. Он с ранних лет испытывал горячее влечение к астрономии и развил это стремление, обучаясь в Кембридже, хотя обстоятельства вынудили его покинуть это учебное заведение в 1635 г. еще до получения степени. Вернувшись домой, он усердно продолжал изучать астрономию и вскоре обнаружил множество недочетов в имеющихся у него таблицах, особенно в наиболее высоко ценимых таблицах Филиппа ван Лансберга. Спустя некоторое время он аналогичным образом нашел существенные ошибки и в Рудольфовых таблицах. Как и другой астроном-любитель из Ланкашира Уильям Крабтри, торговец тканями и одеждой из Бротона, что неподалеку от Манчестера, Хоррокс производил длительные ряды тщательных астрономических наблюдений, и оба эти джентльмена регулярно сверяли свои находки. Хоррокс хорошо владел необходимым математическим аппаратом и после тщательного изучения трудов Кеплера ему удалось внести некоторые усовершенствования в теорию лунного движения величайшего астронома; это было сделано настолько успешно, что его усовершенствованную теорию впоследствии использовал Ньютон в своей собственной теории лунного движения.

До того как самостоятельно ознакомиться с трудами Кеплера и в ходе критической оценки других таблиц, составленных для Венеры, Хоррокс пришел к неожиданному заключению, что никто не предсказал прохождения, которое должно было состояться осенью 1639 г. Поскольку, согласно расчетам Кеплера, в период между 1631 и 1761 гг. не предполагалось ни одного прохождения, никто не пытался проводить широкомасштабного исследования прохождения 1639 г., но Хоррокс и Крабтри произвели тщательные наблюдения этого явления. Последовав примеру Гассенди, они спроецировали изображение Солнца на белый экран в камере-обскуре и наблюдали за тем, как планета перемещается по диску Солнца. (Этот же технический прием ранее использовали Шейнер, Галилей, Фабриций и другие для изучения солнечных пятен. См. ил. 153 выше.) Таким образом, Хоррокс измерил видимый угловой размер диска Венеры, увязав его с известным угловым размером Солнца. Он получил значение 76″ ± 4″ (у Крабтри получилось 63″), из чего путем строгих математических вычислений был получен вывод, что угол 29,1″, под которым планета видна с поверхности Солнца, – близок к истинному значению. Из-за неожиданной смерти Хоррокса в 1641 г. открытия этих двух специалистов оставались неопубликованными до 1662 г., когда черновой набросок трактата Хоррокса о прохождении Венеры под названием «Venus in sole visa» был отпечатан Гевелием в Данциге в виде издания, снабженного комментариями.

Сохранилось множество неопубликованных работ Хоррокса, включая некоторые замечательные материалы по лунной теории, но немалая часть его трудов была утрачена. Он стал горячим сторонником не только математической теории планетного движения Кеплера, но и других его выводов. Ученый пытался модифицировать магнетические теории Кеплера в свете механики Галилея, но его жизнь оказалась слишком коротка для осуществления осязаемого прогресса в этом направлении. Он проникся духом кеплеровской доктрины гармоний и верил, что исследование прохождения Венеры указало ему направление поиска еще одного мистического гармонического соотношения. Как уже указывалось ранее, совмещение наблюдений прохождения Меркурия, проведенных Гассенди, с кеплеровским значением относительных размеров орбит Меркурия и Земли давало для угловых размеров Меркурия, если смотреть на него со стороны Солнца, величину 28″. Близость этого значения к найденному им для Венеры внушила ему мысль, что это не просто совпадение; продвинувшись в своем рассуждении еще на один шаг, он предположил: диски всех планет, включая Землю, могут быть видны с Солнца под одним и тем же углом. На самом деле, размеры Меркурия, Венеры и Земли последовательно возрастают, и, если исключить Марс (диаметр которого равен половине земного), Юпитер продолжает эту тенденцию; но Сатурн вновь выбивается из этого правила. Однако правило Хоррокса обладало одной крайне важной привлекательной чертой: из него напрямую следовало, что солнечный параллакс (см. с. 157) составляет порядка 14″, и это было гораздо лучше результата, полученного Кеплером (60″), хотя и хуже результата Гассенди, полученного в 1672 г. (9,5″). Как это часто бывало в астрономии, принятие желаемого за действительное сопровождалось в данном случае замещением строгих доказательств косвенными признаками. В 1672–1673 гг. оксфордский математик Джон Уоллис напечатал брошюру; в этом посмертном издании наряду с другими фрагментами сочинений Хоррокса содержалось и изложенное выше предположение. Издание, о котором идет речь, было озаглавлено «Astronomia Kepleriana, defensa et promota» («Астрономия Кеплера, доказанная и углубленная»).

164

Рисунок микрометра Уильяма Гаскойна, опубликованный Королевским обществом в 1667 г. в качестве приложения к отчету Ричарта Таунли, который был дополнен описанием Роберта Гука. В верхней части рисунка показано, как он присоединялся к окуляру, а в нижней части изображено его подробное устройство. Винт поворачивался с помощью ручки, положение которой на круговой шкале позволяло отмечать угловое расстояние между двумя указателями или, скорее, их краями, использовавшимися в качестве визиров. Они могут быть заменены двумя тонкими нитями, как это нарисовано над указателями, откуда и происходит название «нитяной микрометр».

Подобные примеры измерения очень малых углов с помощью телескопа не были первыми в своем роде, но все, что делалось до этого, часто не обладало той точностью, о которой мечтали астрономы. Поле зрения наиболее ранних голландских (галилеевских) инструментов отличалось очень малыми размерами – в большинстве наиболее важных случаев оно было меньше диаметра Луны. Как мы уже видели, обычный способ увеличения кратности заключался в увеличении фокусного расстояния объектива. В результате для линз заданного диаметра это приводило к еще большему сокращению поля зрения. Галилей оставил разъяснение того, как изготавливать и калибровать различные диафрагмы для объективов. Хэрриот придавал большое значение угловым измерениям подобного рода. Но, к сожалению, метод Хэриотта не обладал требуемой надежностью, поскольку его было не так-то просто понять. В указанном типе телескопа результат зависит от размеров зрачка наблюдателя, что уже задает некоторое ограничение на величину поля зрения. К сожалению, размер зрачка может существенным образом меняться в зависимости от общего количества падающего на него света.

Крабтри, Хоррокс, а вместе с ними и Уильям Гаскойн образовывали на севере страны трио астрономов, находившихся в тесном контакте друг с другом, хотя Гаскойн жил в Лидсе, на йоркширской стороне Пеннинских гор. В конце 1630‐х гг. у него возникла идея измерить видимые диаметры планет с помощью астрономического (кеплеровского) телескопа, оснащенного микрометром. Размещая телескопы-прицелы на стенных квадрантах и секстантах, он увеличил гарантированную точность с минут до секунд дуги. Он был не первым, кто стал использовать винты как средство тонкой регулировки. И Региомонтан, и Тихо Браге уже применяли этот технический прием; а в 1609 г. выпускник Альтдорфского университета Лукас Брунн использовал винт как приспособление для измерения небольших изменений угла при установке астрономического сектора. Брунн (или, по другой версии, изготовитель этого инструмента Кристоф Трешлер) снабдил винт шкалой для измерения небольших смещений при его повороте. К сожалению, инструмент, о котором идет речь, погиб во время бомбардировки Дрездена в 1945 г., однако его составные части хорошо описаны. Даже если бы они не были описаны, очевидно, что этот инструмент сильно отличался от инструмента Гаскойна. В последнем визиры (или крест нитей) устанавливались в фокальной плоскости окуляра телескопа, а их раздвижка регулировалась винтом. В отличие от голландского «галилеевского» телескопа, в телескопе кеплеровского типа имелась действительная фокальная плоскость окуляра, и объект, размещенный в этой плоскости, можно было видеть одновременно с удаленным объектом. Гаскойн открыл этот факт не из теоретических предпосылок, а случайно, когда паук решил сплести свою паутину в фокальной плоскости его телескопа.

Гаскойн погиб в ходе английской гражданской войны во время сокрушительного поражения роялистских войск в бою при Марстон-Муре (1644) в своем родном Йоркшире. Однако Ричард Таунли сохранил его работы и письма, равно как и его микрометр (ил. 164). Эти свидетельства были использованы Королевским обществом в спорах о приоритете с французами после публикации письма Адриена Озу, направленного секретарю Общества Генри Ольденбургу. Будучи написанным в столетие грандиозных споров о приоритете, оно немедленно привлекло внимание других, включая Гука и Гюйгенса, также заявивших свои права на это изобретение, с современной точки зрения представляющееся относительно скромным достижением. Гаскойн использовал всего лишь два перекрестья, расстояние между которыми регулировалось винтом. Озу и Жан Пикар превратили микрометр в превосходный инструмент для измерения малых углов, использовав два отдельных комплекта перекрестий. Они почерпнули кое-что из более простой конструкции, разработанной Гюйгенсом. Кроме того, Эустакио Дивини применил для картографирования Луны сетчатый микрометр, хотя это никак нельзя назвать крупным достижением. Как бы то ни было, к концу 1660‐х гг. прямые измерения видимых диаметров планет и других очень малых углов стали давать относительно надежные результаты. Соответственно, астрономы и мастера по изготовлению инструментов внесли в базовую конструкцию «нитяного микрометра» десятки мелких изменений, после чего перебранка по поводу оригинальности постепенно сошла на нет. Одно из наиболее важных позднейших усовершенствований было сделано Брэдли, который, чтобы исключить скольжение винта, снабдил его пружиной; после 1730‐х гг. это приспособление позволило задать новый стандарт точности измерений. В 1700 г. Филипп де ля Гир нанес на стеклянную пластинку множество ровных линий, использовав для этого алмаз. Будучи, как и ранее, размещенным в фокальной плоскости, этот «окулярный микрометр» мог использоваться как с винтом, так и без него, хотя точность интервалов между линиями зависела в конечном счете от винта линовальной машины.

К середине XVII в. на основе кеплеровской астрономии можно было с высокой точностью установить относительные расстояния между планетами в произвольно выбранный период времени. Таким образом, использовав видимый размер планетных дисков, можно было получить относительные (физические) размеры всех планет, кроме Земли. Кто-то пытался применить принцип Хоррокса, согласно которому размеры планет пропорциональны их расстоянию до Солнца. Как мы уже видели, в его основе лежало очень ненадежное правило, и если бы Хоррокс прожил чуть дольше, он, скорее всего, согласился бы с этим доводом. Тот факт, что размеры Марса гораздо меньше продиктованных этим принципом, представлял собой прискорбное обстоятельство для тех, кто исходил из размеров, полученных для Марса и Венеры, и определял размеры Земли как некоторое промежуточное значение между этими величинами. Это приводило к невероятно большому расстоянию до Солнца – около двадцати или тридцати тысяч земных радиусов. Согласно предположению Гюйгенса, это число равно 25 086, исходя из значения солнечного параллакса, равного 8,2″. Данное значение оказалось весьма точным, но это была фиктивная точность, поскольку ее оценка основывалась на некорректных предпосылках, завышающих ее в несколько раз.

В настоящее время очевидно, что одной из наиболее насущных задач позиционной астрономии было определение расстояния до Солнца (или его параллакса – это одно и то же), посредством чего можно получить линейный масштаб Солнечной системы. Можно привести краткий обзор того, как предполагаемое значение солнечного параллакса постепенно уменьшалось при переходе от одного исторического периода к другому. Упомянем только несколько значений, приведя их в соответствие с размерностью угловых секунд: Гиппарх получил значение 420″, Коперник – 211″, Тихо Браге – 180″, Кеплер – 60″ и Хоррокс – 14″. Осознаваемые размеры Солнечной системы очевидным образом увеличивались, при этом известно, что каждый последующий результат в значительной степени зависел от того или иного предположения.

Следующее ключевое значение на пути осуществления этого грандиозного замысла было получено Доменико Кассини. Еще до того как переехать из Болоньи в Париж, он серьезно увлекся солнечной теорией после того, как его попросили восстановить «гномон» в церкви Сан-Петронио. Это не просто столб или колонна. Игнацио Данти распорядился проделать на большой высоте внутри церкви маленькое отверстие, чтобы в момент пересечения Солнцем меридиана его изображение падало на градуированную плоскую пластину, также расположенную в плоскости меридиана, тщательно выверенную по уровню и вмурованную в пол церкви. Позже Франческо Бьянкини, сам являвшийся астрономом, охарактеризовал восстановленную Кассини линию меридиана в указанной церкви как «самое большое и наиболее точно выверенное астрономическое приспособление в Европе». Даже со скидкой на национальную гордость, это замечание имело под собой вполне веские основания. Оно позволяло очень точно определять высоту Солнца, а с учетом известного значения угла наклона эклиптики – и широту места. Значение последней, как обнаружил Кассини, не согласуется с широтой, определяемой по систематическим наблюдениям Полярной звезды, которая, как он, конечно же, знал, обращается вокруг истинного полюса. Он понимал, что необходимо учитывать этот факт и влияние рефракции, но даже после этого его наблюдения можно было объяснить только в том случае, если солнечный параллакс не превышал значения 12″, а это очевидным образом противоречит расхожему мнению о том, что он отложил решение этого вопроса на потом и снова занялся им только после 1669 г., после переезда в Париж.

Кассини приобрел широкую известность благодаря своим таблицам движения спутников Юпитера. В 1665 г. для придания лоска только что основанной Королевской академии наук в Париже, Кольбер пригласил в нее большое количество титулованных иностранцев, в том числе Гюйгенса и Кассини. Практически сразу после своего прибытия Кассини начал активно участвовать в делах Академии, иногда вызывая неудовольствие других ее членов. Под его умелым руководством обсерватория (входившая в состав Академии) на какое-то время стала ведущей европейской обсерваторией. Обладая щедро финансируемым инструментальным парком, многие инструменты которого имели большую шкалу и вскоре были оснащены микрометрами, она стала первой обсерваторией, бесспорно превзошедшей обсерватории Тихо Браге.

Очевидно, что точные измерения нуждались в детальных представлениях об атмосферной рефракции и солнечном параллаксе, поэтому прозвучал призыв к организации экспедиции в то место земной поверхности, откуда Солнце могло наблюдаться на максимальной высоте и где рефракция должна была играть значительно меньшую роль или вовсе отсутствовать в случае, если Солнце будет в зените. Такая экспедиция отправилась под руководством Жана Рише во французскую колонию Кайенну в Южной Америке (широта около 5° с. ш.).

К этому времени уже возникла широкая инициатива по определению точных значений координат ведущих обсерваторий, особенно в Ураниборге и Париже, а также определения размеров самой Земли. Первым, кто произвел такие измерения, был Жан Пикар, и он же измерил длину одного градуса земной поверхности, основываясь на наблюдениях, произведенных на севере Франции. Один из способов определения расстояния до Солнца (или солнечного параллакса) заключался в измерении параллакса Марса (мы уже рассматривали модель, в которой могла быть получена связь между этими величинами). Для измерения любого параллакса требуется базовая линия большой длины. «Суточным параллаксом» называется изменение положения, наблюдаемое из одной и той же точки земной поверхности, но в разное время суток. (То есть его значение будет меньше, чем значение максимального параллакса. См. правую часть ил. 172 в главе 14; этот способ, конечно же, может быть применен к любой другой планете.) Для этого необходимо, понятное дело, произвести множество расчетов, учесть много поправок и внести много исправлений, но суть идеи заключалась в том, что наблюдатель переносился с одного конца базовой линии на другой благодаря вращению Земли. Тихо нашел суточный параллакс Марса в 1582 г., когда планета находилась на наименьшем расстоянии от Солнца (в перигелии). Джон Флемстид произвел аналогичные наблюдения в 1672 г., еще до того как стал Королевским астрономом, получив для солнечного параллакса величину 10″. Кассини получил примерно такие же значения: после некоторых размышлений он остановил свой выбор на величине 9,5″.

Без перечисления всех ухищрений, примененных в процессе долгого поиска правильного значения солнечного параллакса, отметим для сравнения, что его величина, принятая сегодня Международным астрономическим союзом, составляет 8,794148″, с вероятной ошибкой, не превышающей значение последнего десятичного знака после запятой. В 1771 г. Лаланд подошел очень близко к этому значению, указав, что его величина лежит в пределах между 8,55″ и 8,63″. Годом позже Пингре дал значение 8,80″, и в течение следующих двух столетий около дюжины наиболее авторитетных астрономов приводили значения, каждое из которых попадало в интервал между 8,49″ и 8,84″. Большинство значений между приведенными Лаландом и Ньюкомом, получены из прохождения Венеры по диску Солнца.

Когда в 1673 г. вернулась экспедиция Рише, она привезла с собой огромное количество новых наблюдательных данных. Например, как стало ясно, период колебаний маятника неодинаков для Кайенны и Парижа – факт, спустя некоторое время объясненный сплюснутостью Земли, придающей ей утолщение на экваторе, как сдавленному мячику. Экспедиция обнаружила, что измеренная высота Солнца может быть согласована с параллаксом и рефракцией только в том случае, если солнечный параллакс не превышает 12″. Одно из следствий этого – возникновение необходимости пересмотреть и угол наклона эклиптики (теперь более предпочтительным считалось значение 23°29′). Таким образом, удалось косвенно подтвердить значение, полученное из наблюдений Марса.

Впоследствии оно было определено с еще большей точностью в результате работы Эдмонда Галлея – исследователя с обширными связями и астронома, обладавшего большим опытом, который к тридцати годам успел посетить Гевелия в Данциге, поработать помощником у Флемстида, составить по собственной инициативе каталог звезд, проводя наблюдение с побережья Западной Африки, увидеть в печати «Principia» Ньютона и написать работу о солнечном тепле как причине пассатов и муссонов, ставшую классической в истории геофизики. В 1663 г. Джеймс Грегори обратил внимание на метод определения солнечного параллакса по времени и характеру прохождения Венеры по диску Солнца в течение всего этого редкого события. Затем подробная информация о прохождении должна была сравниваться с результатами, полученными другим наблюдателем на другой широте. Галлей опробовал эту схему на Меркурии в 1677 г., но понял, что Венера, находясь на меньшем расстоянии от нас в своем ближайшем к нам положении, должна предоставить гораздо более надежные результаты. В трех отдельных публикациях (1691–1716) он привел подробные расчеты того, что можно будет увидеть во время наблюдения прохождения Венеры, произошедшего после его смерти. Это подтолкнуло французского астронома и геодезиста Жозефа Никола Делиля заняться интенсивным изучением данного вопроса, использовав прохождение Венеры. (Кроме того, он сделал несколько попыток использовать прохождение Меркурия.) Делиль координировал сетевую работу наблюдателей по всему миру, развернувшуюся в беспрецедентном масштабе – она включала шестьдесят две наблюдательные станции, многие из которых были оснащены новыми ахроматическими телескопами. В 1769 г., через год после смерти Делиля, прохождение снабдило астрономов новыми результатами, полученными от шестидесяти трех станций (на многих из них использовались рефлекторы, изготовленные Джеймсом Шортом). (Шорт умер в 1768 г., но он помогал организовывать участие Королевского общества в этом предприятии.)

Человеческая история этого грандиозного проекта оказалась богата инцидентами. Известно несколько случаев, когда заинтересованные астрономы были обвинены в фальсификации данных в целях получения требуемых доказательств. Репутация астронома-иезуита из Вены Максимилиана Хелла, наблюдавшего прохождение 1769 г. на севере Норвегии, существенным образом пострадала, когда Лаланд прозрачно намекнул на подтасовку им своих наблюдений, чтобы они сошлись с наблюдениями других астрономов. Как утверждал его преемник Карл фон Литтров, он нашел доказательства этого в использовании другого сорта чернил с иным оттенком. Эти подозрения продержались вплоть до 1883 г., когда много лет спустя Ньюком обнаружил, что Литтров страдал цветовой слепотой. Гораздо сложнее оправдать отчет Невила Маскелайна, посланного Королевским обществом на остров Святой Елены для наблюдения прохождения 1761 г.: его личные расходы на горячительные напитки составили 141 фунт от общей суммы расходов на экспедицию в 292 фунта.

Британия и Франция оказались способными к сотрудничеству в научных вопросах, несмотря на то что были вовлечены в Семилетнюю войну, длившуюся с 1756 по 1763 г. (более известную в Соединенных Штатах как Франко-индейская война, хотя в ней участвовали все великие европейские державы). Королевское общество отправило Чарльза Мейсона и Джереми Диксона в Бенкулу на Суматру, но экспедиция началась крайне неудачно, так как их корабль был атакован в Ламанше французским фрегатом, в результате чего команда потеряла одиннадцать человек. Опасаясь осуждения со стороны Королевского общества, не говоря уже о передаче дела в суд в случае, если они отзовут экспедицию, ученые в итоге произвели свои наблюдения с мыса Доброй Надежды.

Французская академия организовала несколько экспедиций для наблюдения прохождения 1761 г. Цезарь Франсуа Кассини отправился в Вену, столицу нового союзника Франции – Австрии. Александр Ги Пингре – на относительно безопасный остров Родригес в Индийском океане, хотя сам этот регион в целом не считался таким уж безопасным. Гийом Лежантиль получил частные средства на экспедицию в Пондишери (недалеко от Мадраса). Прибыв туда, он обнаружил, что город захвачен британцами. Он провел в этом регионе восемь лет, и нужда заставила его на некоторое время опуститься до занятий торговыми делами, пока ему не удалось установить инструменты в Пондишери для наблюдения прохождения 1769 г. Как это ни печально, Солнце скрылось за облаками ни до, ни после, а именно в момент наступления прохождения.

Если взять в качестве примера руководителя другой французской экспедиции Жана Батиста д’Отроша, то он оказался более удачливым. Будучи посланным в 1761 г. в Тобольск, в Россию, выступавшую союзницей Франции, он вступил в сотрудничество с астрономами Санкт-Петербургской академии. В 1769 г. после сложного перехода через Мексику на базу, расположенную на месте современной Южной Калифорнии, он снова получил весьма хорошие результаты. Но, увы, в данном случае он и двое других членов его партии из четырех астрономов погибли от болезней. Они умерли почти сразу же после прохождения Венеры, и единственный оставшийся в живых член экспедиции поехал домой в одиночестве, отправившись в еще одно рискованное путешествие и везя с собой драгоценные записи.

Можно привести много примеров других трудностей, с которыми сталкивались многочисленные группы, вовлеченные в получение этого необходимого, но чрезвычайно редкого типа информации – редкого в том смысле, что после 1769 г. не было никакой возможности получить ее вплоть до 1874 г. Одним из досаднейших открытий всех этих наблюдений оказалась нечеткость изображения Венеры в начале и в конце прохождения. Это эффект совокупного влияния атмосферы планеты и солнечной короны, которого невозможно избежать. Многие другие полезные уроки были извлечены в 1761 г. при подготовке к прохождению 1769 г. Ранее удалось получить более 120 рядов данных с различных мест, раскинувшихся по всему земному шару – от Сент-Джонса в Ньюфаундленде (где произвел свои наблюдения гарвардский астроном Джон Уинтроп) до Пекина. Несмотря на чрезмерное изобилие собранных материалов, существовал широкий разброс значений, полученных для солнечного параллакса – от 8,28″ до 10,60″. Прохождение 1769 г. дало бо́льшую согласованность между гораздо меньшим количеством проведенных наблюдений со значениями в пределах от 8,43″ до 8,80″. На какое-то время астрономическое сообщество сделало выбор в пользу значения, полученного Лаландом, – 8,60″, которое получило благословение Лапласа, начиная с его теории Луны. В самом начале XIX в. Иоганн Франц Энке приложил немало усилий для улучшения прежних данных с помощью новых математических методов, в частности метода наименьших квадратов математика Карла Фридриха Гаусса, на что у него ушло более десяти лет. Энке с большой помпой анонсировал свой итоговый результат 8,57116″ ± 0,0371″, и проведенные впоследствии наблюдения прохождения в XIX в. не улучшили существенным образом этого значения. В итоге астрономы перевели часы назад и заново измерили параллакс Марса в целях вывести из него параллакс Солнца. В 1930–1931 гг., когда астероид Эрос находился в противостоянии, его параллакс был использован для выведения величины 8,794″, что и стало значением, по сей день принятым Международным астрономическим союзом. Вряд ли найдется какой-нибудь другой астрономический параметр, получение которого далось таким тяжелым трудом.

Тщетно разыскиваемая Кеплером прочная физическая основа, необходимая для обоснования созданной им планетной астрономии, была в итоге предложена Ньютоном в его теоретической механике, построенной на фундаменте, заложенном его предшественниками, и теории гравитации, которую он по праву мог считать собственным детищем. Последствия применения ньютоновского труда в астрономии оказались настолько значительными, что лихорадочные поиски, предпринимаемые в переходный период, зачастую просто упускались из виду. Для понимания их сути мы должны, во-первых, отдать себе отчет в том, насколько мало были тогда известны законы Кеплера, равно как зиждущиеся на них астрономические таблицы. За исключением Меркурия и Марса, орбиты знакомых планет не так уж сильно отклонялись от круговых траекторий. Закон площадей можно было оценить лишь весьма косвенно, и в первое время он не так уж часто принимался во внимание астрономами. Третий закон, связывающий периоды обращения планет с размерами их орбит, был более наглядным, поэтому Джереми Хоррокс и Томас Стрит использовали его для выведения (относительных) размеров орбит из проще измеряемых периодов. Для большинства тех, кто не принадлежал к числу людей, предубежденность которых не позволяла им даже задуматься о том, чтобы познакомиться с коперниканскими идеями Кеплера, реальной проверкой могла послужить беспрецедентная точность его Рудольфовых таблиц, и все же даже такой завзятый коперниканец, как многоуважаемый бельгийский астроном Филипп ван Лансберг, а также его последователь Мартин Гортензий, оказались неспособны оценить заслуги Кеплера. Ван Лансберг составил настолько неточные таблицы, как будто Кеплер и вовсе на свете не существовал, тем не менее они дважды переиздавались, слегка подправлялись другими астрономами и более тридцати лет находились в употреблении на всей территории Европы. Их нещадно раскритиковал, не оставив камня на камне, в своей небольшой, но блестящей книге фризский адепт законов Кеплера Ян Фоккенс Холварда из Франекера. Подписывая созданные им произведения латинизированной формой своего имени Йохан Фокилид Холварда, он дважды выступал с печатной критикой – сначала в 1640 г., а затем (в другой книге) в 1642 г. Надо признаться, что, судя по всему, эти книги вызвали серьезный интерес лишь у нескольких астрономов.

165

Меццо-тинто по портрету Исаака Ньютона (1642–1727), изготовленное Джоном Вандербанком (1725) для Королевского общества

Мы еще будем говорить о Холварда в главе 16 в связи с его измерением периода изменения блеска звезды Мира. Это было важное открытие, хотя до возникновения прочных связей между астрономией и спектроскопией (это случилось в XIX в.) исследование переменных звезд не могло достичь значительного реального теоретического прогресса.

Похоже, что критика Хоррокса, не говоря уже о его общей позитивной поддержке Кеплера в вопросах планетной теории, имела гораздо более серьезные последствия. Одна из нерешенных проблем, оставленных Кеплером, связана с уравнением эксцентрической аномалии (мы разбирали его выше на с. 493). Как мы уже объясняли, у него не было точного решения, которым могли бы воспользоваться астрономы. Хоррокс, как и Бонавентура Кавальери, живший примерно в это же время, неоднократно пытались решить его; они получили похожие формулы аппроксимации, хотя, судя по всему, работали независимо друг от друга. Хоррокс выступал против магнитных теорий Кеплера и предлагал заменить их альтернативной моделью конического маятника – отвеса, вращающегося по овальной орбите. В 1660‐х гг. секретарь Королевского общества в Лондоне Роберт Гук возродил эту аналогию. Если бы Хоррокс не умер в столь юном возрасте в 1641 г., его идеи могли бы привести его к открытию чего-нибудь более ценного.

Многие из ведущих европейских астрономов были не вполне удовлетворены работами Кеплера по причинам, имеющим малое отношение к предсказанию положений планет. Заслуживает упоминания пример преданного поклонника Кеплера Исмаэля Буйо. Будучи французским кальвинистом из Лудена, обращенным в католичество и ставшим после этого рукоположенным священником, он стал общаться в кругу парижских астрономов около 1633 г., в самый разгар галилеевского кризиса в католической церкви. Это не помешало ему выступить в защиту Галилея, объединив усилия со своим другом Гассенди. Он принял эллиптические орбиты Кеплера и опубликовал в 1645 г. основанные на них таблицы, но с другим, не кеплеровским законом движения.

Кеплер пытался применить закон обратных квадратов к освещению, чтобы обосновать аналогию между светом и силой; это объяснило бы его математические законы планетного движения. Буйо рассмотрел данный вопрос в своей работе 1638 г. еще до того, как внести в него свои изменения. В печатном виде его рассуждения появились в работе под названием «Philolaus» (1639), названной в честь Филолая, предполагаемого автора пифагорейской астрономии, в которой Земля была выведена из центра Вселенной. (В античном мире даже Платона обвинили в плагиате из Филолая, когда он писал своего «Timaeus».) Однако до широкой аудитории замечание о попытках Кеплера открыть движущую силу планет было донесено Буйо в другой, значительно более совершенной книге «Astronomia philolaїca» (1645). Он боролся за воссоздание кеплеровской аналогии со светом и несколько раз выступал с острой критикой предвзятой аргументации Кеплера, когда тот пытался сделать эту аналогию рабочей. Его восхищение математической стороной работы Кеплера никогда не вызывало сомнений.

Планетная теория самого Буйо была кинематической, то есть не предполагала участие сил и отличалась исключительной описательностью – такой, как и все планетные теории до Кеплера. Она невероятно сложна и содержит множество математических ошибок, на некоторые из них указали в свое время Пол Нил и савилианский профессор астрономии в Оксфорде Сет Уорд. В своей «Astronomia philolaїca» Буйо использовал законы, в лучшем случае полученные им интуитивно. Например, он полагал, что перемещаясь со средним движением на 90° от афелия, планета достигает скорости, которая является средним арифметическим истинных скоростей планеты в афелии и перигелии. Единственной траекторией, удовлетворяющей этому правилу, как он решил, является сечение конуса (он рассматривал наклонный конус). Безусловно, любой эллипс представляет собой коническое сечение, и именно эта фигура была принята им в качестве траектории. Таким образом, он, как и Кеплер, говорил об эллипсе, но его законы движения, то есть законы, позволяющие рассчитывать эксцентрическую аномалию, очень сильно отличались от кеплеровских. Впрочем, как показал Уорд, их нельзя было вывести и из основополагающих принципов самого Буйо.

Согласно этим законам, как показал Уорд, планета должна двигаться с постоянной скоростью вокруг пустого фокуса эллипса – фокуса, не занятого Солнцем. Затем, проявляя непонятную почтительность, Уорд принимает этот закон, что делает пустой фокус как бы точкой экванта этого движения. Этот альтернативный способ расчета планетного движения опубликован им в «Astronomia Geometrica» (1656), и в числе лиц, которым была посвящена указанная книга, значился Буйо. Тот ответил своей книгой, вышедшей в 1657 г. В ней Буйо признал некоторые ошибки и осадил Уорда, обратив внимание главным образом на непрактичность предложенного им способа выведения планетных параметров. Этот эпизод доказал только одну вещь: астрономия – теоретическая наука, работающая в пределах, задаваемых методикой проведения наблюдений, посредством которых она должна была либо подтверждаться, либо опровергаться.

Многие люди, не обладавшие столь развитым интеллектом, не понимали, что результаты, полученные Буйо, значительно уступали результатам Кеплера, и почти неизбежно напрашивается вывод: это имело место только потому, что Буйо был откровенным адептом вульгарной астрологии и его работы в этой области принимались ими на веру столь же слепо и с такой же готовностью. И Джереми Шекерли, и Джон Ньютон, и Винсент Уинг – все они работали в этом направлении и составляли астрономические таблицы для Лондона, находясь под сильным влиянием Буйо. Исаак Ньютон отметил точность таблиц Буйо, что, вероятно, вызвало удивление, если принять во внимание их общеизвестные недостатки. Буйо был избран членом Королевского общества, но никогда не избирался в Парижскую академию, и это находилось в полном согласии с неудовольствием, выраженным Гюйгенсом и Пикаром в отношении его таблиц, которые, как они считали, значительно уступали Рудольфовым таблицам. Кроме того, благодаря работам Хоррокса, уже опубликованным (посмертно) к тому времени, они знали, что значение Буйо для среднего солнечного параллакса (141″) чрезмерно завышено.

Одна из наиболее досадных привычек астрономов XVII в. (в ней были отчасти повинны средневековые астрономы, хотя они заслуживали большего снисхождения) заключалась в том, что при составлении планетных таблиц они использовали параметры, взятые из несогласуемых друг с другом теорий. При подготовке своей «Astronomia Carolina» (1661) проживавший в Лондоне ирландец Томас Стрит использовал параметры, взятые из работ Кеплера, Буйо, Хоррокса и других, тщательно сочетая их таким образом, чтобы проверку можно было осуществить только a posteriori, как будто его планетные таблицы позволяли получать более точные прогнозы, чем таблицы большинства его конкурентов. При этом не проводилось никакого систематического сличения с реальным движением неба, и представляется весьма вероятным, что, к примеру, восхищавшийся ими Флемстид не имел ясного представление о том, как все это следовало проверить. Эти таблицы были переизданы в 1689 г. с небольшими поправками, внесенными Николасом Гринвудом, переведены на латинский язык Иоганном Габриэлем Доппельмайером в 1705 г., а в период между 1710 и 1728 гг. переиздавались целых пять раз Эдмондом Галлеем и Уильямом Уистоном (в случае Уистона они стали частью его собственной книги). Ньютон узнал о первом и третьем законах планетного движения Кеплера, познакомившись с книгой Стрита «Astronomia Carolina». Второй закон был, по всей видимости, усвоен им после прочтения книги Николая Меркатора «Institutiones astronomicae» (1676).

Человеком, который, по сути, положил конец гипотезе Буйо – Уорда с эквантом в пустом фокусе, стал Меркатор, уроженец Дании, его настоящее имя Николаус Кауфман, перебравшийся впоследствии в Англию. Он также показал, что предложенный Кассини метод определения линии апсид планетной орбиты опирается на указанную гипотезу, поэтому оба эти способа должны быть отвергнуты. Меркатор более известен как математик, нежели астроном, но в том, что касается астрономии, он помог рассеять туман, заслонявший Кеплера от более поздних астрономов-теоретиков.

Несмотря на ошибки в прогнозах, астрономы долго не вносили исправлений в лунные теории Тихо, так как его идеи, возможно, были настолько сложны, что большинство из них считали их недоступными для понимания. Важный прорыв удалось сделать в 1672 г., когда Флемстид опубликовал лунную теорию Хоррокса. Хотя теория оказалась незавершенной, она выявляла (с большим количеством промежуточных отсылок к подходу Кеплера) как вариации эксцентриситета орбиты, так и колебательные движения по линии апсид. Одни рукописи Хоррокса были разрозненны, а другие – утрачены, но те из них, которые имели отношение к прохождению Венеры по диску Солнца, опубликовал Гевелий, а остальные – Королевское общество в 1672–1673 гг. (Подробнее об увлеченности Хоррокса идеями Кеплера см. выше на с. 538.) Флемстид добавил к этому изданию таблицы, внеся определенные улучшения в процесс проведения расчетов (и вместе с ними серьезную ошибку, впоследствии исправленную Галлеем). Величайшая заслуга Флемстида состоит в том, что он признал дарование Хоррокса, умершего за тридцать лет до этого.

Когда Тихо Браге и его единомышленники отказались от твердых сфер аристотелевских небес, возник определенный интеллектуальный вакуум. Большинству ученых не нравилась идея полного удаления вещества с небес, а некоторых из них вполне удовлетворяла введенная Кеплером магнитная космология. Попытки усовершенствования планетной теории Кеплера почти не учитывали ее физической аргументации: Кеплер относился к редкому типу ученых, умеющих сочетать эти два интеллектуальных направления. Когда на сцене появился французский философ Рене Декарт с тщательно продуманной альтернативой аристотелевской теории материи, он дал космологам то, чего хотело большинство из них – Вселенную, где движение возникает как результат прямого воздействия материи на материю. Как это ни прискорбно для Декарта, лучшие представители математических умов Европы оказались неспособны к тому, чтобы превратить его творческую космологию в теоретическую модель, способную соперничать с моделью Кеплера и при этом не противоречить явным образом появившейся чуть позже теории Ньютона. Тем не менее предпринималось бесчисленное количество попыток сделать это, а в некоторых кругах эта борьба активно продолжалась вплоть до XVIII в. С психологической точки зрения, физика Декарта была столь же удовлетворительна, как и предшествующая ей физика Аристотеля, и она располагала большим количеством сторонников, но в итоге эта психологическая роскошь оказалась ненужной.

Рене Декарт родился в Лаэ в Турене (Франция) в 1596 г. Он принадлежал к мелкому дворянскому роду, но будучи достаточно хорошо обеспеченным, получил неплохое образование в иезуитской коллегии в Ла-Флеш, где познакомился в том числе с последними научными достижениями. После окончания курса права в Университете Пуатье, где также было сильно присутствие преподавателей-иезуитов, он не пошел в священники, а записался добровольцем в армию принца Морица Оранского – потомственного штатгальтера Соединенных провинций Нидерландов. В 1618 г., во время расквартировки в городе Бреда, Декарту посчастливилось познакомиться с Исааком Бекманом, ассистентом директора школы на острове Валхерен.

Несмотря на не самую высокую должность, Бекман обладал незаурядными научными заслугами. Он проявлял живой интерес к естественным наукам и совместно с Филиппом ван Лансбергом проводил в это время астрономические наблюдения. Он познакомил Декарта с недавними проблемами в области механики, и именно отсюда берут начало некоторые из наиболее важных наработок Декарта в алгебраической геометрии (известной нам как картезианская геометрия). На самом деле, философская карьера Декарта, благодаря которой память о нем сохраняется по сей день, началась не ранее чем через десять лет, когда он много путешествовал. С 1628 по 1649 г. он жил главным образом в Нидерландах. Ученый умер в 1650 г., после получения приглашения на должность философа королевы Швеции Кристины, пав жертвой холодного климата и утрехтского врача.

Наиболее известная работа Декарта «Рассуждение о методе» была опубликована в 1637 г. под одной обложкой с тремя другими трактатами: «Метеоры», «Диоптрика» и «Геометрия». В «Диоптрике» он углубил выдвинутую Кеплером теорию линз, использовав на сей раз синусоидальный закон рефракции; трактат имел огромное значение для дальнейшего развития этого предмета, степень зависимости от которого астрономии становилась все более и более значительной. Совсем другим было влияние, оказанное им на космологию. Подобно Аристотелю он отрицал существование пустоты и настаивал на том, что механические явления должны объясняться прямым воздействием одной материи на другую.

Декарт рассматривал движение по прямой линии как состояние, в свою очередь, покой также являлся состоянием; и поскольку для изменения состояния покоя требовалась причина, то она должна была требоваться и для изменения состояния движения по прямой линии. Эта разновидность закона инерции приобрела огромное значение после того, как ее доработал Ньютон.

То же самое можно сказать о Декартовом законе сохранения количества движения (о результате сложения отдельных величин и скоростей тел в замкнутой системе). Последовательность шагов, с помощью которых он был преобразован в (как мы сказали бы) закон сохранения импульса, весьма важна, но в данный момент не это является предметом нашего рассмотрения. Заодно Декарт разработал теорию столкновения тел, но она оказалась крайне неудовлетворительной, и Гюйгенс значительно улучшил ее в 1650‐х гг.

Крайне важной для любой теории планетного движения была теория центробежных сил Гюйгенса, разработанная им в конце 1650‐х гг., но она не имела никакого отношения к идее гравитационных сил ньютоновского типа. Закон, выражающий связь ускорения вращающегося тела, направленного к центру его траектории, через скорость и радиус траектории не требует знания законов движения Ньютона, но они нужны для превращения этого простого закона в закон центробежных сил. Таким образом, строго говоря, мы не можем приписать открытие последнего закона Гюйгенсу.

В 1629–1633 гг. Декарт разработал систему мира, основанную на теории небесных вихрей – циркулярных течениях тонкой материи. Он объяснял земную гравитацию как результат воздействия этих вихрей. Трактат, написанный им на эту тему, «Le Monde, ou traité de la lumière» («Мир или трактат о свете»), был уже готов к печати, когда, узнав об осуждении Галилея, он решил не публиковать его, и это произведение впервые вышло в свет в 1664 г., уже после его смерти. В результате долгих размышлений он понял, что Вселенная вихрей – это такая Вселенная, где каждое природное тело может покоиться относительно ближайшего материального окружения, но двигаться относительно удаленных тел. Это, как ему казалось, решает проблему примирения коперниканцев с теми, кто считал Землю неподвижной. Он мог сказать, что, в некотором смысле, правы и те и другие. Вдохновленный этим прозрением, он огласил свою теорию вихрей в трактате «Principia philosophiae» («Начала философии»), вышедшем в 1644 г. Вскоре эта книга была переведена на французский язык и стала весьма влиятельной.

В его космологии использовалась идея, согласно которой существует три разных типа элементов: свет, прозрачность и непрозрачность. Первый элемент является самым тонким и состоит из очень быстро движущихся частиц, из него состоят Солнце и звезды. Земля и планеты состоят из грубого третьего элемента, а второй элемент, заполняющий пространство между этими различными типами тел, представляет собой сферические частицы, находящиеся в быстром движении. Предполагалось, что небесная материя может проникать в поры земной материи. Рациональное объяснение вихревого движения в трех измерениях представляло собой не такую уж простую задачу. Каждый вихрь обладал экватором и полюсами, и совсем нелегко было объяснить, как согласовать движение различных вихрей. Например, он развил теорию движения материи от экватора одного вихря к полюсу другого, с учетом столкновений, изменяющих форму частиц. Эти формы, как предполагалось, задуманы таким образом, чтобы облегчать прохождение частиц сквозь разрывы, образуемые другими частицами. Магнетизм рассматривался как подтверждение существования вихрей, и такой же магнетизм был привнесен в космическую модель, равно как и в модель объяснения солнечных пятен – элементов третьего типа, плавающих какое-то время на поверхности Солнца, пока продолжается вихревой процесс. (Иллюстрация крайне сложного, можно даже сказать, чрезмерно затянутого космологического теоретизирования Декарта с применением вихревого закона, приведена на ил. 166.) Кометам тоже нашлось свое место, равно как и спутникам, обращающимся вокруг планет, включая Луну, а также суточному движению Земли. Это была теория, в которой предполагалось решить все физические проблемы. Притяжение к центру Земли рассматривалось по аналогии со стремлением плавающих тел двигаться в направлении центра водоворота. Все это отличалось удивительной изобретательностью, но носило почти исключительно качественный характер, а местами противоречило друг другу. Остается неизвестным, знал ли вообще Декарт о существовании законов планетного движения Кеплера? Если да, то, похоже, он не предпринял никаких попыток для того, чтобы объяснить их.

166

Вихревая структура Солнечной системы, описанная Декартом в трактате «Мир», составленном в период с 1629 по 1633 г. Солнце располагается в центре одного из многочисленных вихрей, которые полностью заполняют собой Вселенную. Солнце заключает в себе самые маленькие крупицы материи – первый элемент. Обладающие бо́льшими размерами сферические частички материи (второй элемент) в ходе вращения испытывают тенденцию к тому, чтобы вырваться наружу. Эти крохотные шарики носятся вокруг планет, которые состоят из еще бо́льших частиц – третьего элемента. Все вихревые центры подобны центру S в том, что вокруг них находятся планеты. Быстрее всего движутся маленькие шарики на периферии вихря, но замедление по мере продвижения внутрь резко меняется при достижении Сатурна. Из этого следует, что начиная с этого момента они должны становиться еще меньше, поскольку обращаются с большей скоростью. Декарт был вынужден учитывать это радикальное изменение из‐за уменьшения планетных периодов по мере продвижения внутрь (у Сатурна он составляет около тридцати лет, а у Меркурия – около трех месяцев). В заключение он отметил, что Солнце, которое является самым внутренним, должно вращаться быстрее любой из планет. Однако перерабатывая эту модель для «Начал философии» он ознакомился с недавним открытием солнечных пятен и узнал об их более медленной скорости вращения, чем у планет. Поэтому он выдвинул другое ad hoc предположение, сказав, что у Солнца есть атмосфера, простирающаяся вплоть до Меркурия, а это замедляет находящиеся под ней пятна. (Все изложенное выше не более чем один из этапов его долгого и сложного, но исключительно качественного космологического рассуждения.)

Картезианские идеи были радушно приняты вместе с другими разделами его философии сначала в нидерландских университетах, а затем в неофициальных диспутах, проведенных учеными и преподавателями парижских школ. В начале XVII в. атомизм греческого типа часто воспринимался как духовно опасное учение, и многие ученые умы считали его признаком атеистических воззрений. Декарт хотел избежать того, чтобы его ассоциировали с атомистами, но в конечном счете такая аналогия все же была проведена. Это получилось довольно просто, поскольку Пьер Гассенди (являвшийся на самом деле оппонентом Декарта), что называется, подсластил пилюлю, связав причины движения атомов с внутренне присущими им душами или умами. Тем не менее при поддержке таких его приверженцев, как Генрих Регий из Утрехта, а также Жак Роо, Пьер Сильвен Режи и Никола Мальбранш в Париже, популярность картезианства росла как снежный ком. Они добавили новые явления к числу тех, что были рассмотрены Декартом, но их описания продолжали оставаться качественными и, подобно Декарту, ни один из них не пытался дать хоть сколько-нибудь толковое объяснение законам Кеплера, которые, на деле, начали упоминаться картезианцами только в XVIII в., да и то вскользь. Складывалось такое впечатление, что астрономы и натурфилософы обитали в двух разных вселенных.

Гюйгенс являл собой редкий случай раннего картезианца, оказавшегося способным к использованию количественных доводов. Примечательно однако, что к тому времени и он, и другие (например, Готфрид Вильгельм Лейбниц) уже начали добиваться определенного успеха в объяснении гравитации, действующей в Солнечной системе, исходя из картезианских представлений; они неявно задействовали некоторые законы, разработанные Ньютоном, и поэтому работали в рамках совершенно иной интеллектуальной системы. К сожалению, они были всего лишь исключением из общего правила. Большинство из тех, кто писал в картезианской традиции, как представляется, находились в плену убежденности, будто космологические затруднения можно разрешить, имея ясное и точное представление об изменениях, возникающих, когда одна материя оказывает давление на другую.

Открытие Апианом и Фракасторо того факта, что кометные хвосты всегда направлены в сторону, более или менее противоположную Солнцу, имело непредвиденные последствия: оно ввело Солнце в контекст обсуждения природы комет и их хвостов. Мы уже упоминали об одном новом дискуссионном направлении, основанном на принципе, согласно которому кометы представляют собой сферические линзы. Другое мнение возникло как следствие оценки расстояний до них, осуществленной Тихо Браге, начиная с кометы 1577 г. Спустя десять лет он снова дал повод возобновить прения по этому вопросу, выдвинув идею о том, что кометы состоят из доселе неведомого небесного вещества, не являющегося ни полностью прозрачным, ни полностью непрозрачным. Кометы, как он полагал, способны улавливать солнечные лучи, равно как и лучи, исходящие от планет (он, напомним, возлагал ответственность за появление кометы 1577 г. на Венеру). Этот захват лучей объясняет, почему они видны; кроме того, он предположил, что местами они рыхлые и пористые и это позволяет некоторым лучам избегать захвата, в результате чего возникает хвост. После этого почти каждый крупный астроном пытался решить данную проблему, хотя сделанные ими выводы неизбежно носили спекулятивный характер. С точки зрения Галилея, кометы были отражением солнечного излучения от земных испарений, что являлось аристотелевским объяснением в чистом виде. По Кеплеру, они состояли из вещества более плотного, чем эфир, но не твердого, а их хвосты выталкивались из ядра под воздействием солнечного излучения. Такой мастер спекулятивной космологии, как Декарт, аккуратно разместил их в логике своей теории вихрей, но совершенно иным способом, то есть вовсе вывел их из разряда оптических явлений. Он полагал, что кометы находятся на дальних рубежах вихрей и выходят далеко за пределы планет, каждая из которых является частью своего вихря. Действительно, они могут менять свой вихрь. Хвост каждой кометы можно рассматривать как чисто визуальный эффект отражения от головы кометы, хотя Декарт приводит объяснение того, как хвосты принимают свой вид, отсылая читателя к очень сложной, исключительно качественной теории рассеяния света на частицах различных размеров. Флемстид и Гук предложили свои оригинальные варианты кеплеровской материальной теории образования хвоста. В астрономической литературе рассматриваемого периода можно найти множество других вариантов, но ситуация поменялась, когда к концу XVII в. все окончательно признали, что кометы являются удаленными членами Солнечной системы.

Легко понять, насколько естественным было для Исаака Ньютона предположить, что кометы обладают планетной природой, поскольку, поступив таким образом, он имел возможность включить их в свою гравитационную систему мира. Однако у него имелись и другие соображения. Он рассчитал количество тепловой энергии, получаемой кометами от Солнца, и пришел к выводу: оно слишком велико для того, чтобы они могли сохраниться, не будучи очень плотными. Кометы, решил он, окутаны морем паров, извергающихся из их ядер, и кометный хвост состоит из пара, который поворачивается в том или ином направлении под воздействием Солнца. Он много думал об этом распространении кометного пара, полагая, что благодаря ему происходит наращивание массы планет и восполнение массы звезд, утраченной в результате излучения. Но как он догадался, что хвост кометы состоит из истекающих испарений? Он приводил в качестве примера дым, выходящий из дымовой трубы, в котором частицы копоти увлекаются от центра гравитации (Земли) разряженным горячим воздухом. В случае кометы центром гравитации являлось Солнце, а выходящий из трубы горячий воздух заменялся разогреваемым Солнцем эфиром. Процесс нагревания, как он полагал, не являлся прямым; сначала Солнце разогревало кометную атмосферу, а та в свою очередь нагревала прилегающий к ней эфир. Основанный на аргументах земной физики анализ Ньютона, очевидно, был гораздо совершеннее, чем то, что приводилось в более ранних источниках. И все же оставалась нерешенной серьезная проблема механического эфира; его функционирование оказалось тем вопросом, которому Ньютон нашел несколько различных вариантов объяснения. Его истолкования можно разделить на две группы. Эфир, предположил он в 1670‐х гг., представляет собой тончайшую среду, пронизывающую вещество, но способную воздействовать на него, то есть фактически способную вызывать то, что мы называем гравитацией. После 1710 г. или около того он выдвинул гипотезу об эфире, состоящем из небольших частиц, которые отталкиваются друг от друга и, кроме того, могут отталкиваться большими материальными телами. Эта гипотеза была задействована очень оригинальным способом: якобы частицы эфира содержатся в веществе в разреженном виде – в звездах, планетах и кометах – и следствием уменьшения сил отталкивания объясняется то, почему плотная материя движется в направлении другой плотной материи. Ньютон предложил несколько вариантов объяснения, но нет особой нужды рассматривать их в данный момент, поскольку они не имеют непосредственного отношения к кометам.

Теория образования кометных хвостов Ньютона привлекла к себе пристальное внимание, особенно благодаря влиянию учебника, написанного Вильгельмом Гравезандом. Работы этого датского ученого, написанные на латыни, были первыми сочинениями, доставившими в континентальную Европу всеобъемлющий обзор натуральной философии Ньютона (откуда они впоследствии вернулись в англофонный мир, будучи переведенными на английский язык). Гравезанд познакомился с работами Ньютона и с самим Ньютоном во время своего годового пребывания в Англии (1715–1716) в качестве секретаря датского посольства, куда его послали для поздравления Георга I с его восшествием на трон. Он сразу активно включился в дела Королевского общества, поддерживая переписку с несколькими его ведущими представителями, и его последующая карьера была отмечена целой серией превосходных учебников, включая «Введение в ньютоновскую философию» (изданные в 1720 г. одновременно на латыни и на английском языке и многократно переиздававшиеся). Во Франции похожая работа впервые вышла в 1738 г. и, практически сразу, была переведена на английский язык, это сочинение Вольтера «Основы философии Ньютона». Вольтер познакомился с этим предметом в 1726 г., находясь в вынужденной ссылке в Англии, но Гравезанд стал для него ценным источником, и, на самом деле, Вольтер приезжал в Лейден, чтобы согласовать с датским ученым содержание своего сочинения. Несмотря на это, Вольтер исказил в своем обзоре воззрения Ньютона на «дымовую» природу кометных хвостов.

То же самое можно сказать о нескольких английских авторах того времени, например об Уильяме Уистоне, Дэвиде Грегори и Генри Пембертоне, хотя большинство из них горячо настаивали на том, что они пытались продвинуться дальше и улучшить имеющийся у них источник. Например, Уистон и Пембертон пространно рассуждали о кометных атмосферах: они должны отличаться от планетных, поскольку в противном случае у планет тоже оказались бы хвосты. Грегори углубился в природу светового давления как средства выталкивания частиц хвоста. Всех этих троих Ньютон хорошо знал. Пембертон был даже редактором третьего издания (1727) его «Principia», и все же в этой работе нет ни малейшего намека на то, что ее автор хоть каким-нибудь образом поменял свои взгляды. В ходе XVIII в. многие астрономы выдвигали свои собственные теории, как правило, лишь слегка меняя перечисленные здесь версии, но ни одна из них не получила широкого научного признания. Не вызывает сомнений, что они были легче для понимания, чем теория гравитации Ньютона, по сравнению с которой они казались едва ли не тривиальными. Вне зависимости от того, понимал ли кто-нибудь теорию Ньютона или нет, между доводами кометных теоретиков существовала огромная разница. Это объяснялось прежде всего отсутствием эмпирической базы и хорошо обоснованных планетных теорий, история которых насчитывала уже две тысячи лет. До тех пор пока положение небесных объектов в целом и комет в частности не стало доступно точному измерению, об их природе можно было судить только гипотетически. Ситуация поменялась только в XIX в. с внедрением в астрономическую практику спектроскопии.

Картезианские поиски правдоподобной теории гравитации ни к чему не привели. Существовал и другой способ главным образом качественного космологического размышления, который развивался параллельно с картезианством и время от времени пересекался с ним; это была расширенная трактовка магнитной философии Гильберта и Кеплера. Она сохранилась и активно использовалась в течение довольно долгого времени в Англии, где ее жизнеспособность поддерживалась благодаря главным образом дискуссионным группам, сосредоточенным в первую очередь в Грешем-колледже в Лондоне, а позже – в Королевском обществе. И Джон Уилкинс, и Кристофер Рен были выразителями идей Гильберта. В 1640 г. Уилкинс опубликовал две общедоступные и вместе с тем информативные книги, в которых рассматривалась возможность путешествия на Луну; обе они в той или иной степени пропагандировали воззрения Гильберта и Кеплера и назывались «Рассуждение о новой планете» и «Открытие лунного мира». В 1654 г. последователь Уилкинса Уолтер Чарльтон опубликовал эти идеи, объединив их с атомизмом Гассенди. Несмотря на это, было бы сложно представить, чтобы без участия таких специалистов, как Рен, Эдмонд Галлей и Роберт Гук, английские дискуссии продолжали бы фокусироваться на законах, задающих точную форму орбит и их связь с законами механики – такими, как закон инерции и одна из разновидностей закона центральной силы тяготения (в направлении Солнца).

Дискуссию стимулировало появление кометы 1664 г. В это время Рен являлся савилианским профессором астрономии в Оксфорде, а Джон Уоллис – савилианским профессором геометрии. Уоллис развивал кометную теорию Хоррокса, который анализировал движение кометы 1577 г., считая его прямолинейным, но видоизмененным магнитным воздействием Солнца. Теперь Рен пытался вывести новую кометную орбиту, основываясь на четырех измерениях, полагая вслед за Кеплером, что она движется по прямой линии с постоянной скоростью.

Не прошло и месяца, как появилась вторая комета, послужившая дополнительной встряской для начавшего было угасать интереса к этой проблеме, решить которую оказалось не под силу ни одной из заинтересованных сторон. Гук опробовал гипотезу кругового движения, но предпочел иметь дело с линейной альтернативой с учетом солнечного притяжения того или иного вида. Он высказал предположение, что оно должно быть либо всепроникающим, либо осциллирующим с колебаниями, затухающими по мере увеличения расстояния от Солнца. Этот механизм содержал некоторые заимствования из декартовской идеи вихревого эфира, но имел гораздо больше общего с законом центральной силы притяжения, обсуждавшимся Гуком со своими друзьями в Королевском обществе.

Гук, будучи куратором экспериментов общества, как раз начал в это время долгую серию экспериментов с гравитацией. Прошло десять лет, и если сравнивать с появившимися вскоре теориями Ньютона, ему так и не удалось добиться заметного теоретического прогресса; тем не менее мы можем использовать его как пример, иллюстрирующий изменение отношений к старой аристотелевской Вселенной. С точки зрения Гука, оглашенной им во время лекции 1670 г. (впервые опубликована в 1674 г.), все небесные тела обладают притяжением или гравитационной силой, направленной к их центрам, удерживающей вместе отдельные их части, а также воздействующей на другие небесные тела, которые попадают «в пределы сферы их действия». Эта последняя оговорка предполагает, что он считал возможным уменьшение указанной силы до нуля на некотором конечном расстоянии и признавался: он еще не сумел установить закон этой силы, и ничего не сказал о ее сущности.

В 1677 г. или около того Ньютон обсуждал эти вопросы с Реном, полагая, что Рен имел представление о законе, согласно которому сила убывает обратно пропорционально квадрату расстояния между притягивающимися телами. Его собственное сообщение о законе обратных квадратов было впервые опубликовано в «Principia mathematica philosophiae naturalis» («Математические начала натуральной философии», обычно называемые просто «Principia»; 1687). Скорее всего, он окончательно убедился в его истинности лишь за три года до этого, но указанный закон был только одной частью сложной головоломки, и для того, чтобы собрать остальные, нам нужно принять во внимание более ранние этапы его карьеры.

Исаак Ньютон родился на Рождество 1642 г. в Вулсторпе (графство Линкольншир). Его отец умер до его рождения, и свои молодые годы он провел вместе с бабушкой, так как его мать вышла замуж за священника, который, по всей видимости, не питал особой любви к Исааку. В 1661 г., после окончания школы в Грэнтеме, он поступил в Тринити-колледж Кембриджского университета, а спустя четыре года вернулся домой, поскольку университет закрылся из‐за вспышки эпидемии чумы. Уже тогда он начал проявлять интерес к текущим математическим и научным вопросам. Он много читал (математику он изучал по работам Декарта и Уоллиса), и перерыв, возникший из‐за чумы, дал ему время на то, чтобы совершить определенное количество собственных оригинальных открытий. К 1669 г. он уже обладал квалификацией, которая позволила ему унаследовать от Исаака Барроу должность Лукасовского профессора математики в Кембридже. Он часто посещал собрания Королевского общества, но окончательно покинул Кембридж только в 1696 г., когда его сделали смотрителем Монетного двора. Он умер в 1727 г., будучи видным национальным деятелем и человеком с непревзойденной международной научной репутацией. Он много писал о религии и о других самых разных предметах, не имеющих прямого отношения к областям, в которых он оставил по себе наибольшую память, а именно – в математике, физике (особенно в оптике) и теоретической механике. Именно эти предметы позволили ему оказать наиболее существенное влияние на ход развития астрономии.

Одна из студенческих записных книжек Ньютона, начатая в 1661 г., содержит свидетельства его осведомленности о третьем законе Кеплера и о некоторых результатах наблюдений Хоррокса, и изучения им методов определения положений планет, приведенных в «Astronomia Carolina» Томаса Стрита. К 1664 г. он подправил работу Декарта, посвященную «сохранению движения» (необходимо, смекнул он, принимать во внимание направления «движений»), и разработал теорию центробежной силы, независимо предложенную Гюйгенсом в 1673 г. Объединив ее с третьим законом Кеплера, он применил ее к случаю Луны, расстояние до которой он оценил в шестьдесят земных радиусов, и к объекту, находившемуся на земной поверхности (предположим, речь идет о знаменитом упавшем яблоке). Проделав эту работу, он подкрепил свою раннюю догадку о том, что сила, действующая на эти тела, уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния.

Но его данные отличались неполнотой и не подтверждали эту идею столь основательно, как ему хотелось бы, и, скорее всего, именно это было причиной того, что он откладывал окончательное решение вопроса в течение двадцати лет (на деле, до 1685 г., когда он взялся за написание своих «Principia»). В этот период, как известно, он изучал Борелли, писавшего в 1666 г., что изогнутые траектории планет предполагают существование центробежной силы, которую можно рассматривать как равную и противоположную силе притяжения со стороны центрального тела. Этот отрывок очень хорошо сочетался с его собственными догадками, но остается невыясненным, содержал ли он в себе что-то новое для Ньютона или нет.

Ньютон познакомился с Кеплеровым законом площадей в самом конце 1670‐х гг. или даже после 1680 г., когда уже в полной мере освоился со своими недавно разработанными динамическими законами. Это обстоятельство в сочетании с обменом корреспонденцией с Гуком натолкнуло его на мысль, давшую затем крайне результативные последствия. Гук хотел найти закон центральной силы, которая превращает прямолинейное движение планеты в движение по эллипсу, и в этом он был похож на Кеплера, тоже говорившего о движении планет по эллипсу. Ньютон располагал всеми необходимыми инструментами (а именно – методами разработанного им исчисления бесконечно малых и своими динамическими идеями) для демонстрации следующего: закон площадей предполагает то, что сила и в самом деле направлена к единому центру и она обратно пропорциональна квадрату расстояния. Обязательным шагом на этом пути было доказательство того, что однородная материальная сфера вызывает в точности такую же силу гравитации, как если бы вся ее масса располагалась в центре.

В декабре 1684 г. Ньютон попросил Флемстида предоставить ему данные о расстояниях и периодах спутников Юпитера, и Флемстид ответил, что, на самом деле, они полностью согласуются с третьим законом Кеплера – законом, связывающим период с размером орбиты. Кроме того, Ньютон спросил, есть ли какие-нибудь основания полагать, что он прав в своем интуитивном ощущении: Юпитер может возмущать орбиту Сатурна. Флемстид пояснил некоторые ошибки, обнаруженные им в параметрах Кеплера для этих планет. Ньютон остался доволен обоими этими ответами, поскольку из первого ответа следовала возможность пренебречь влиянием Солнца на спутники, а второй ответ означал, что данные Кеплера не безупречны, и это, как он полагал, освобождало его от обязательства учитывать другие виды сил, кроме гравитационной. По меньшей мере их существование не могло быть доказано на основании данных, полученных Кеплером.

В 1684 г. ученый мир стал понемногу понимать накопленное Ньютоном интеллектуальное наследие. Галлей приехал в Кембридж спросить его о том, по какой траектории будет двигаться планета, если на нее действует сила, обратно пропорциональная квадрату расстояния. Рен, Гук и он сам, пояснил Галлей, не смогли решить эту проблему. Ответ Ньютона заключался в следующем: это должен быть эллипс, и хотя он еще не сумел найти доказательства, он обязательно пришлет его Галлею в скором времени. (После переписки с Флемстидом он пришел к выводу, что кометная орбита параболическая; данный результат тоже следовал из закона обратных квадратов и являлся не менее важным выводом.) Это побудило Галлея, после знакомства с некоторыми выдающимися работами Ньютона по механике, понудить Ньютона к их публикации. Так появились «Principia», написанные в рекордно короткие сроки.

Не успела книга выйти в свет, как сразу же возникло большое количество споров по поводу приоритета. Гук выступил с громким протестом, утверждая, что именно ему принадлежит приоритет в применении закона обратных квадратов к решению обсуждаемой проблемы. Он действительно долго размышлял о критических замечаниях, высказанных Буйо в отношении суждений Кеплера по этому вопросу. Он отверг идею Буйо, согласно которой свет не является ни телом, ни веществом, а представляет собой своего рода геометрического посредника между ними. Согласно Гуку, свет, напротив, полностью телесен, и движение частиц светящегося тела вызывается его источником. Он много писал, руководствуясь этими выразительными, импрессионистскими аксиомами. В 1685 г. он сочинил несколько рассуждений о том, каким образом можно объяснить гравитацию через «непрерывный импульс», исходящий из центра Земли, влияние которого уменьшается обратно пропорционально квадрату расстояния. Его модель была не нова, она основывалась на как бы разреживании света в обратной пропорции к площади основания светового конуса, и до начала борьбы за приоритет, он, по всей видимости, относил ее к расхожим истинам, известным по меньшей мере начиная с Кеплера. Такое объяснение он нашел для земной гравитации; но когда он начал применять аналогичные идеи к Солнцу, то предложил заменить этот закон законом обратных четвертых степеней. Как он ни старался, ему так и не удалось приблизиться к объяснению результатов, полученных Кеплером. В письме к Галлею от 1686 г. Ньютон еще не проявлял особой грубости, он лишь обратил внимание на математические ошибки Гука и мягко указал: его доказательство и доказательство Гука являются всего лишь гипотезами. И Кеплер, сказал он, всего лишь высказал предположение о том, что его овалы являются эллипсами. И все же Ньютон уже мог подойти к решению этого вопроса, используя «правильный» закон силы.

Ньютон не упоминает имени Кеплера в своих «Principia» вплоть до третьей книги, но это никак нельзя назвать утаиванием истинных намерений. Как отметил Галлей в своей рецензии на «Principia», первые одиннадцать теорем Ньютона находились в полном согласии с «явлениями небесных движений, установленными величайшей проницательностью и усердием Кеплера». Третья книга «Principia» называлась «Система мира», и есть все основания полагать, что это было самым первым полным объяснением движения материи во всей Вселенной под действием одного и того же набора физических законов. Движение планет и их спутников, комет, Земли и приливов ее морей – все это объяснялось с точки зрения всемирного тяготения. Планеты притягивают Солнце точно так же, как Солнце притягивает планеты. Вся материя притягивает всю другую материю и эта сила не зависит от типа материи. Значение имеет только «количество материи» и ее распределение. Он провел эксперименты с маятниками, сделанными из разных материалов, и не обнаружил никаких существенных различий в их механическом поведении.

Как мы видели на примере его переписки с Флемстидом, он понимал, что сила притяжения между центральным телом и планетой существенно больше, чем сила притяжения между самими планетами, но это последнее обстоятельство нельзя было полностью игнорировать, особенно когда планеты приближались друг к другу на кратчайшие расстояния. Другой важной нецентральной силой, которой также нельзя было пренебрегать, являлось возмущающее воздействие Солнца на Луну. Таким образом, важнейшая теория планетных возмущений вошла в небесную механику Ньютона уже в момент ее рождения.

Имея в своем распоряжении могучую динамику и теорию гравитации, Ньютон вполне мог объяснить сплюснутую форму Земли и то, что сила солнечного притяжения, действующая на ближнюю сторону ее выпуклого пояса, немного превышает силу, действующую на его дальнюю сторону. Это различие рождает вращательный эффект (пару сил), действующий на земную ось. Как он сумел показать впоследствии, этот двойной поворот приводит к прецессии, коническому движению земной оси, которое совпадает с прецессией точек равноденствия. Впервые в истории это явление было объяснено, исходя из физических законов.

В «Principia» много внимания уделено кометам и их, по сути, параболическим или эллиптическим орбитам. Ньютон понимал: кометы светят отраженным светом Солнца и пространство, в котором они движутся, не оказывает серьезного сопротивления их движению. О Ньютоне часто говорят, что он не был астрономом-наблюдателем, и астрономия, действительно, не его профессия, но он вполне квалифицированно дополнял собственные наблюдения наблюдениями других специалистов, собирая их из всех источников, которые он считал достоверными. В книге III «Principia» он показал, как можно по трем наблюдениям определить орбиту кометы, движущейся по параболе. Математическое обоснование его полуграфического решения этой «очень трудной задачи» не поддается краткому и простому изложению, но если взять в качестве примера комету 1680–1681 гг., то после составления таблицы из четырнадцати наблюдений Флемстида он пополнил ее семью своими превосходно выполненными наблюдениями, сделанными с помощью 7-футового телескопа, снабженного нитяным микрометром. Ученый получил свое теоретическое решение как раз тогда, когда выходило первое издание его книги (1686). Во втором издании, напечатанном в 1713 г., он повторно, вслед за Галлеем, пересчитал некоторые данные; а третье издание 1726 г. было пополнено еще несколькими галлеевскими расчетами, основанными на догадке о том, что эта комета является периодической и идентичной кометам, появлявшимся в 44 г. до н. э., 531 г. н. э. и 1106 г. н. э. Данное конкретное отождествление было опровергнуто в XIX в., но затем, как мы увидим далее, периодичность комет блестяще и исчерпывающе доказал Галлей в связи с другой кометой.

Наблюдения, произведенные Ньютоном, позволили ему заняться собственным анализом кометной траектории. Для начала он уточнил положения звезд в созвездии Персей, так как по нему проходила наблюдаемая кометная траектория. Его анализ основывался не только на траектории, но и на направлении хвоста, в отношении которого он проявил гораздо большую проницательность, чем его предшественники. Он, похоже, изготовил крупномасштабный рисунок траектории, где расстояние между Землей и Солнцем составляло около 41,5 сантиметра. (На ил. 167 это расстояние дуги GH от D.) В 1920‐х гг. А. Н. Крылов, оценивая точность полученных Ньютоном результатов, пришел к выводу, что она составляет более чем 0,05 миллиметра от используемой шкалы, а это во много раз превышало возможности описываемого метода. Каким бы ни было объяснение, нет никаких сомнений в том, что Ньютон удачно использовал наблюдения, проведенные в самых разных местах. К наблюдениям Флемстида и своим собственным он добавил наблюдения, произведенные Гуком и Джеймсом Паундом в Лондоне, а также другими наблюдателями в Италии, Нюрнберге, Восточной Индии, на Ямайке и в Бостоне (в американских колониях), и еще наблюдения Готфрида Кирха в Саксонии. Никогда еще кометы не подвергались такому серьезному и тщательному разбирательству. (Наверное, не лишне будет отметить, что Готфрид Кирх – представитель семейства, из которого вышло четыре хороших астронома, – был известен в свое время не только обширной перепиской с учеными из всех концов Европы, но и тем, что открыл несколько комет.)

167

В книге III «Principia» Ньютон показывает, как определить орбиту кометы, движущейся по параболе, с помощью трех наблюдений. Использованные для этих целей две верхних диаграммы приведены, чтобы дать наглядное представление о сложности указанной проблемы. Применив свой метод к комете 1680–1681 гг. с использованием собственных наблюдений, он сначала уточнил положения звезд в созвездии Персей (средний рисунок), относительно которых он фиксировал последовательные положения кометы (они помечены буквами PQRSTV). Наконец, он определил орбиту и направления хвоста (нижний рисунок с соответствующими точками PQRSTV и другими положениями кометы). В некоторых изданиях приводится более искусный и более крупный рисунок с более подробными пометками, включающими даты, и с обращением особого внимания на хвосты. Дуга GH отображает сферу земной орбиты. Солнце находится в точке D – фокусе параболы.

Однако анализ Ньютона не закончился первоначальным замыслом воспроизведения «подлинного чертежа орбиты, описываемой данной кометой, и хвоста, испускаемого ей в некоторых местах». Он решил выяснить ее физические свойства и пришел к выводу, что кометы должны быть «твердыми, плотными, устойчивыми и прочными», иначе они не смогли бы сохраниться при прохождении в непосредственной близости от Солнца. Он посвятил десять страниц подробно аргументированного текста обсуждению строения комет и свойств их хвостов, с повторным привлечением самых разных сообщений, которые были взяты не только из Бразилии, но и из исторических источников, оставленных Аристотелем, «Саксонской хроникой», Матвеем Парижским и монахом Симеоном Даремским. Обсуждая физические свойства комет, он рассуждал, исходя не из субъективных предпочтений, а на основании нескольких экспериментов, которые он провел с тепловым воздействием летнего солнечного света на сухой грунт, рассчитав, что, находясь в перигелии, комета должна получать тепловой энергии «примерно в 2000 раз больше аналогичной энергии, идущей от раскаленного докрасна железа». Возникший в связи с этим вопрос о способности комет выдерживать такую температуру также был доведен им до числового решения. Тем не менее он не считал, что эти физические проблемы объяснены им полностью, и оставил их открытыми до проведения дальнейших исследовательских экспериментов, ясно сформулировав, что конкретно требуется определить. Это было сделано за много десятилетий до того, как другие специалисты всерьез занялись решением этой сложной задачи.

В числе наиболее захватывающих фрагментов работы Ньютона, по крайней мере с точки зрения тех немногочисленных экспертов, которые могли читать ее с пониманием, когда она впервые вышла в свет, были главы, посвященные движению Луны. Ньютон объяснил в общих чертах гравитационные причины известных на тот момент неравенств, касающихся лунного движения, движение узлов ее орбиты и причину, по которой она всегда повернута к нам одной стороной. Во втором и третьем изданиях он откликнулся на просьбу Галлея продолжить эту работу и дополнил свою лунную теорию. Когда он ее завершил, у него было ни много ни мало семь «уравнений» лунного движения. Некоторые из них он получил не столько из фундаментальных гравитационных аргументов, сколько из наблюдений, произведенных Флемстидом. В лунных таблицах, основанных на его работе, использовались данные таких астрономов, как Флемстид, Чарльз Ледбетер и Галлей, но представляется сомнительным, что они были лучше таблиц, составленных на основе методов Хоррокса. Ньютон обладал превосходством с точки зрения потенциальных преимуществ – реальных достоинств, заложенных в его теории.

В 1690‐х гг. Ньютону срочно понадобились наблюдательные данные Флемстида, но эти два специалиста жестоко поссорились из‐за категорических разногласий в вопросе о роли теории – должна ли она направлять наблюдения или, наоборот, следовать им. Факт существования трений между Галлеем и Флемстидом создавал дополнительные сложности, однако стареющий Ньютон становился все более и более автократичным. Будучи смотрителем Монетного двора, он выделил щедрое пособие Галлею, использовав для этого службу финансового контроля Честерского монетного двора (1696). В 1699 г. положение дел резко обострилось, когда он сказал Флемстиду, что ему нужны только его наблюдения, а не расчеты. Флемстид всегда полагал, что его наблюдения, выполненные с помощью инструментов, приобретенных на его собственные средства, должны принадлежать только ему. Ньютон и Галлей придерживались мнения, что работа астронома Королевского общества была общей собственностью, и опубликовали в 1712 г. значительную часть его работы без получения его одобрения. Приход к власти в 1715 г. правительства Вигов привел к изменению конъюнктуры в пользу Флемстида. Через посредство лордов Казначейства он получил триста непроданных экземпляров изданной в 1712 г. «Historia coelestis». После удаления тех фрагментов, на которые он лично указал, сохранив несколько экземпляров для оправдания в глазах своих друзей, он с мрачным торжеством предал все остальное огню. По его словам, он «принес их в жертву небесной Истине». Флемстид долго готовил к публикации свою собственную работу – трехтомную «Historia coelestis Britannica». (В названии «Британская история небес» слово «история» употребляется в современном значении слова «данные».) Он умер в 1719 г., до того как она была подготовлена к печати, но в итоге книга увидела свет в 1725 г. Прилагающийся к ней звездный атлас (о нем мы еще будем говорить в главе 15) в 1729 г. опубликовали его вдова Маргарет и один из его ассистентов Джеймс Ходсон. Они благоразумно исключили раздел, подготовленный Флемстидом для того, чтобы выразить горькое сожаление по поводу своего сотрудничества с Ньютоном и Галлеем. Каталог и атлас Флемстида намного превосходили по точности все, что было издано до этого, но его репутация всегда находилась в тени репутации Ньютона.

В теории Луны Ньютона есть любопытная деталь, касающаяся оценки ее средней плотности по сравнению с плотностью Земли на основе относительных приливных воздействий Солнца и Луны. В первом издании «Principia» она была завышена в три раза. Факт кажущейся относительной легкости Земли дал основание Галлею сделать вывод о том, что она на четыре девятых полая. Он не был первым, кто подал такую идею, обнаруживаемую, например, в «Священной теории Земли» Томаса Бернета (1681, первое издание – на латыни), но у него можно найти нечто большее, чем просто старую традицию упоминания о гротах и пещерах, содержащуюся в древней мифологии. Галлей предпринял смелую попытку найти теорию земного магнетизма. Со времени путешествия на остров Святой Елены, которое он совершил в 1676 г., он изучал магнитное уклонение (угол расхождения между направлениями на истинный и магнитный север) и к 1683 г. пришел к выводу, что Земля обладает четырьмя магнитными полюсами. В то время он считал, что лучше всего это может быть объяснено с помощью гипотезы, согласно которой Земля состоит из внешней и внутренней сфер (не исключалась возможность, что этих сфер может быть несколько), вращающихся друг относительно друга и несущих собственные магнитные полюса. Существовало определенное сходство между этой гипотезой и более ранней моделью Земли, выдвинутой Гуком, но, как представляется, модель Галлея имела двойное обоснование и наряду с его работой о муссонах позволила ему занять почетное место в истории геофизики – науки, которая всегда поддерживала прочные связи с астрономией. Однако вскоре, когда ошибку Ньютона исправили, Земля перестала считаться полой. Портрет Галлея, написанный в 1736 г., когда он был Королевским астрономом, изображает его с полой Землей в руках. Современник Галлея Уильям Уистон широко пропагандировал эту идею в своей книге, вышедшей в 1717 г., и даже сопроводил ее библейскими свидетельствами, в которых упоминалось, что эта пустая полость обитаема.

«Principia» Ньютона часто характеризуют как самую важную работу из всех когда либо опубликованных в области физических наук. Критерии такого умозаключения сложно поддаются определению и могут сильно разниться, но саму эту работу безусловно можно рассматривать как нечто ознаменовавшее окончание одной исторической эпохи и начало другой. Она дала физическое обоснование описательным законам планетного движения Кеплера и, в этом смысле, легитимировала их или, как сказал сам Ньютон, превратила их из домыслов в факты. Кроме того, она предложила программу астрономических исследований, которая продолжается до сих пор (постоянно дополняясь и расширяясь). Его доказательства не всегда являлись полными; на деле, во многих случаях Ньютон еще не располагал хорошо разработанными математическими приемами, необходимыми для предоставления убедительного доказательства. Однако впоследствии астрономы с удивлением обнаружили, что он обладал удивительным инстинктом, позволяющим ему получать правильные решения, даже когда он прибегал к вынужденной маскировке нестыковок своей аргументации.

Сразу после первой публикации работу Ньютона встретили крайне враждебно по философским соображениям. Например, Лейбниц возражал против идей Ньютона об абсолютном пространстве и времени и «действии на расстоянии», относящихся, по его мнению, к мистическим категориям. В Англии было немало людей, которых тревожила мысль, что гравитация может воздействовать, проходя через пустое пространство, бесконтактно, и картезианские вихри имели большое количество приверженцев даже в этой стране. Декарт удерживал верховное правление на большей части континентальной Европы вплоть до смерти Ньютона. Лейбниц и Ньютон ожесточенно спорили по поводу приоритета на изобретение математического анализа. Когда обозленный Лейбниц начал (при посредстве принцессы Уэльской Каролины) обмениваться философскими размышлениями со сподвижником Ньютона Сэмюэлем Кларком, он не упускал случая высказать свои подозрения в том, что Ньютон и Кларк находятся в сговоре.

Лейбниц поднял вопрос, в котором сформулировал важный моральный принцип: должны ли мы отвергать физическую теорию как таковую, если есть все основания полагать, что она позволяет получать надежные результаты, но при этом является неблагонадежной с философской точки зрения. Этот вопрос никогда полностью не исчезал из философских дискуссий, но астрономы обычно всецело его игнорировали. Разве важно, что ньютоновская идея абсолютного пространства лишена логики? Получится ли у Лейбница или у его последователей представить в количественной форме семь неравенств Луны? Когда в астрономии начала XX в. в повестке дня появились доводы релятивистской теории, то зачастую признавалась их определенная связь с традицией, в которой рассуждал Лейбниц. Но если гораздо более важная связь с ньютоновской теорией упоминалась значительно реже, то это было только по следующей причине: она настолько вошла в плоть и кровь науки, что считалась само собой разумеющейся и привычной, как дедушкино пальто. И вряд ли будет правильно считать его донельзя изношенным даже в современных космологических масштабах.

К 1685 г. Ньютон написал небольшую работу под названием «De mundi systemate» («Система мира»), задуманную как заключительная часть его «Principia». Однако так уж случилось, она вышла в свет только в 1728 г., через год после его смерти. Он использовал в ней технический прием, разработанный в 1668 г. Джеймсом Грегори, для демонстрации того, что звезды находятся на гораздо бо́льших расстояниях от Солнца, чем об этом думали ранее. Это был фотометрический метод, основанный на сравнении яркости Солнца с яркостью звезд с помощью универсального фотометрического закона площадей. Такое сравнение, очевидно, нельзя осуществить напрямую, поэтому использовался солнечный свет, отраженный Сатурном. Для этого нужно сформулировать несколько предварительных допущений, например о характере отражения и об отсутствии потерь света в пространстве, кроме того, предполагалось, что сравниваемые звезды обладают такой же яркостью, как и Солнце, но все эти допущения казались весьма правдоподобными. Например, когда Ньютон применил этот метод к Сириусу, он получил расстояние, в миллион раз превышающее среднее расстояние от Земли до Солнца (астрономическую единицу). На самом деле, это значение оказалось завышенным, но имеет смысл упомянуть о нем, поскольку это первая сознательная попытка определения расстояния до звезды.

Поскольку звезды находятся на таких громадных расстояниях, у Ньютона имелись все основания заключить, что их гравитационное притяжение друг к другу должно быть минимальным. Это довольно неоднозначный вывод, но он был важен для него, поскольку Ньютона немного смущал тот факт, что мир не коллапсирует внутрь себя под действием гравитации. Однако ко времени завершения своих «Principia» он разработал тест для внешних сил, действующих на Солнечную систему: значительные силы должны были вызывать регистрируемые вращения линий апсид планет. Таковые не наблюдались в сколько-нибудь существенном масштабе, поэтому внешние силы представлялись ничтожными, и этот факт хорошо согласовывался с идеей расположения звезд на очень больших расстояниях.

Позже, в 1692 г., Ричард Бентли – блестящий молодой ученый-классицист, ставший впоследствии капелланом при епископе Ворчестерском, – выступил с первой серией лекций, учрежденных Робертом Бойлем в целях защиты естественной и богооткровенной религии. Одна из его тем касалась того, что «наблюдаемая структура Вселенной могла возникнуть только при деятельном участии десницы Божьей». Прежде чем опубликовать ее, он обратился к Ньютону за советом. Что случится, если равномерно распределенной в пространстве материи будет дозволено двигаться только под действием гравитации? Ньютон ответил: если пространство конечно, то она соберется в большое, массивное сферическое тело, а если бесконечно, то в бесконечное количество многих масс. Но ведь, возразил Бентли, если материя распределена равномерно, то у частицы вещества не будет никакой достаточной причины для выбора того или иного направления движения. Ньютон ответил, что подобного рода равномерность представляется чем-то невероятным даже применительно к одной-единственной частице, столь же невероятным, как устойчивое положение иглы, поставленной на зеркало острым концом. Столь же маловероятным будет то, что все частицы вдруг окажутся в таком устойчивом положении. Однако Богу вполне по силам справиться с этой задачей, и поэтому каждая из них могла бы застыть неподвижно на своем месте. Но тогда, сказал Бентли, рассмотрим Вселенную, которая разделена на две части какой-либо плоскостью. Частица, находящаяся в этой плоскости, будет притягиваться бесконечной гравитационной силой к одной стороне плоскости, но благодаря бесконечной силе, действующей на нее с противоположной стороны, баланс будет восстановлен. Почему же присутствие Солнца в непосредственной близости от этой частицы должно как-то влиять на ее поведение? Не будет ли его притяжение всего лишь частью бесконечного количества сил, если мы по-прежнему продолжаем считать Вселенную бесконечной? Не все бесконечности, ответил Ньютон, равны друг другу. Частица, находящаяся в равновесии, сказал он, будет приведена в движение некой дополнительной силой. Подобным образом эти два достойных мужа погрузились в глубины, которые оказались потаеннее всего, что было сказано большинством других философов в течение двух предшествующих тысячелетий. Бентли отослал краткое содержание своей седьмой проповеди. Вселенная – неоднородна, и поскольку она, судя по всему, находится в более или менее устойчивом равновесии, то последнее должно поддерживаться не кем иным, как Богом.

В это время Ньютон был с головой погружен в подготовку второго издания своих «Principia». Может создаться впечатление, что он испытал облегчение, когда оставил эту тему, но на самом деле она по-прежнему занимала его, о чем свидетельствуют его неопубликованные работы. Он пытался найти геометрическую модель Вселенной, в которой звезды были бы рассредоточены таким правильным образом, чтобы могло установиться равновесие. Конечно, даже самые простые наблюдения нашего неоднородно заполненного мира с целью проверить эту идею должны привести нас к выводу, что эта космологическая модель является весьма неточным приближением. Он тщательно исследовал следующую идею: все звезды располагаются на сферических поверхностях, центры которых находятся в Солнце, и каждая из звезд в пределах одной поверхности равноудалена от своих ближайших соседей на некую определенную величину. Он принимал радиусы указанных сфер равными одной, двум, трем и т. д. таким единицам. Преимущество этой модели заключалось в следующем: благодаря большим радиусам подобного распределения материя рассредоточивалась по разреженным, равномерно заполненным ячейкам, и, как он показал в «Principia», суммарная сила гравитационного притяжения в произвольном месте любой из этих ячеек должна была равняться нулю, что представлялось весьма отрадным, принимая во внимание его непростую дискуссию с Бентли.

Ньютон изучал геометрические свойства этой модели. Сколько звезд можно расположить на одинаковом расстоянии друг от друга на поверхности сферы, радиус которой равен тому же расстоянию? Кеплер уже рассматривал эту проблему и пришел к выводу, что их не может быть больше двенадцати. Как полагал Ньютон, их может быть тринадцать. Каков бы ни оказался ответ, при удвоении радиуса их количество должно было вырасти в четыре, а при утроении – в девять раз и т. д. Сначала Ньютон предположил, что в качестве звезды наиболее близкой к центру сферы можно рассматривать звезды первой видимой звездной величины, на следующей сфере располагаются звезды второй величины, еще дальше – третьей величины и т. д. (спустя сто лет Гершель исходил примерно из таких же соображений). Таким образом, осуществить проверку было не только возможно, но и весьма просто. Надо только посчитать звезды в порядке убывания их звездных величин, использовав для этого лучшие доступные каталоги. В очень грубом приближении звезды шести принятых видимых величин вполне укладывались в эту схему, хотя наблюдалась тенденция более быстрого накопления слабых звезд, что понудило Ньютона отказаться от рассмотрения звезд пятой и шестой величин.

Однако оставалась еще одна проблема: не постулировал ли он таким образом положение Солнца в центре Вселенной? Ньютон пытался заниматься дальнейшей отладкой своей модели. Но эти мелкие подробности были не так интересны, как один парадокс, который, судя по всему, прошел мимо него, хотя именно он председательствовал на заседании Королевского общества в 1721 г., когда Галлей обратил на него внимание. Согласно модели Ньютона, число звезд растет пропорционально площади поверхности сфер таким образом, что какое-то количество звезд первой сферы становится в четыре раза больше на второй сфере, в девять раз больше – на третьей и так далее, как уже было показано выше. Однако на расстоянии двух единиц длины каждая звезда светит в четыре раза слабее, чем звезда, находящаяся на расстоянии одной единицы; на расстоянии трех единиц длины – в девять раз слабее и т. д. Другими словами, общее количество света, идущее от звезд любой сферы, должно быть величиной постоянной, а следовательно, если исходить из того, что Вселенная бесконечна, небо должно быть залито ярким светом, исходящим от суммарного количества бесконечной серии постоянных совокупных величин. (В данном случае мы рассматриваем звезды как точечные источники и предполагаем, что они не загораживают свет, идущий от других звезд. Но и в последнем случае небо все равно должно быть ослепительно ярким.)

Неизвестно, кто первым отметил важность этого парадокса, но согласно утверждению Галлея, на него «настоятельно указывал» какой-то незнакомый ему человек. Одним из возможных кандидатов, как предполагалось, мог быть Дэвид Грегори, поскольку известно, что в 1694 г. он принимал участие в обсуждении с Ньютоном поднятых Бентли космологических проблем, а позже описал их в своей книге. Еще более вероятным кандидатом, возможно, был Уильям Стьюкли. Как мы увидим, парадокс Галлея долгое время приписывался Г. В. М. Ольберсу, но формулировка Ольберса появилась более чем веком позже.

Карьера Эдмонда Галлея была настолько органично связана с карьерами Ньютона, Флемстида и других главных фигурантов описываемого периода, что легко впасть в ошибку, будто он был просто на вторых ролях. Но этот человек отличался большой оригинальностью, и его вклад в астрономию весьма незауряден. Он обладал значительным объемом знаний и широкими интересами. Например, он подготовил издание в латинском переводе сочинений Аполлония и Менелая, писал об археологии, арабских астрономических таблицах и геофизике. Однако наиболее известным его достижением являлось наглядное подтверждение того, что кометы 1531, 1607 и 1682 гг. были одним и тем же небесным телом, которое снова ожидалось (он допускал возможное возмущающее воздействие со стороны Юпитера) в декабре 1758 г. Так и случилось, но по понятным причинам Галлею не довелось этого увидеть. Только после возвращения кометы роль Галлея в этой истории стала известна широкой публике.

168

Эдмонд Галлей (1656–1743) в возрасте восьмидесяти лет. Меццо-тинто с портрета в Королевском обществе, приписываемого Микаэлю Далю.

Не стоит и говорить о том, что комета Галлея особенно памятна своим предсказанным возвращением, и это был первый такой случай в истории. Аналогичное предсказание, напомним, сделанное им в отношении кометы 1680–1681 гг., разбираемое в Книге III «Principia» Ньютона, оказалось не столь удачным. Однако в более узком кругу астрономов комета Галлея ценилась за то, что она служила подтверждением ньютоновской науки. Опираясь на ньютоновский метод расчета орбитальных параметров планет по трем наблюдениям их положений, Галлей рассчитал пять параметров орбиты «кометы Галлея». (Это название присвоено исключительно из уважения к ученому, поскольку до того комету наблюдали как минимум девять других астрономов, и наиболее ранняя дата наблюдения относится к 15 августа 1682 г. Галлей впервые увидел ее 5 сентября того же года.) Следуя методу Ньютона, он сделал вполне разумное предположение, что орбита является параболической, поскольку комета проходила в непосредственной близости от Солнца. Поступи он иначе, количество параметров могло бы равняться шести. Он не сразу создал свою теорию возвращения кометы; сначала он приступил к углубленному изучению кометных орбит. В результате появилась его главная публикация на эту тему, вышедшая в 1705 г. сначала в «Философских трудах» Королевского общества, а затем в виде отдельной книги, ставшей классической по этому предмету: «Astronomioe cometiceo synopsis», английский перевод которой вышел в том же году под названием «A synopsis of the astronomy of comets» («Обзор кометной астрономии»).

169

Этот гобелен из Байё, общая длина которого составляет семьдесят метров, повествует о захвате Англии Вильгельмом Нормандским. На правой стороне картины изображен недавно коронованный король Англии Гарольд. Слева – сомневающаяся в его праве на престол группа его подданных, «дивящихся звезде». Это предзнаменование – периодическая комета, носящая сегодня имя Галлея, была видна с апреля по июнь 1066 г.

Галлей являлся, в определенном смысле, вычислителем, что не было редкостью в то время, но сложно поддается пониманию сегодня, в век электронных компьютеров и калькуляторов. По-видимому, он считал себя великолепно оснащенным по сравнению с предыдущими поколениями, поскольку располагал логарифмами. Галлей отличался прилежностью и трудолюбием не только в вычислениях, но и в посещении библиотек с целью собрать как можно больше информации о двадцати четырех кометах, наблюдавшихся между 1337 и 1698 гг. Когда он сравнил выведенные орбиты, то неожиданно обнаружил: в трех случаях орбитальные плоскости располагались очень близко друг к другу – наклон каждой из них составлял примерно 18° к плоскости земной орбиты. Он обнаружил, что три кометы двигались в обратном направлении и достигали перигелия, располагающегося примерно на одной линии и приблизительно на одних и тех же расстояниях. Невозможно было представить, чтобы это оказалось случайным совпадением. Таков его путь к открытию периодического характера кометы Галлея. Позже он идентифицировал этот объект с яркими кометами 1305, 1380 и 1456 гг. Период порядка 76 лет позволил ему предсказать возвращение кометы в 1758 г. Заглянув в еще более глубокую историю, он добавил к этому списку появление той же кометы в 1066 г. Он был не очень уверен в этой датировке, которая, судя по всему, соответствовала более продолжительному периоду обращения, но объяснял этот факт весьма вероятным возмущением орбиты в результате воздействия массивных планет – таких, как Юпитер или Сатурн.

Поскольку кометы с давних пор ассоциировались с потерей величия и падением правителей, будет небезынтересно отметить, что комета Галлея, появившаяся в 1066 г., выступила в том числе и в таком своем качестве. То была (или по меньшей мере когда-то была) незабываемая дата в истории Англии, когда Вильгельм Нормандский увидел в упомянутой комете благоприятное предзнаменование для завоевания Англии. Эта ассоциация отражена на знаменитом гобелене из Байё (ил. 169). Такие традиции весьма живучи. На патриотических конвертах, посылаемых в армию Федерации, Авраам Линкольн значился как «Комета 1861 г.». В Италии многие считали комету 1861 г. знаком прихода конституционной монархии на смену старому деспотизму. Есть что-то загадочное в том, почему появление комет так волнует воображение представителей homo sapiens или по меньшей мере редакторов новостных отделов. Когда комета Галлея снова появилась в 1910 г., вся авторитетная мировая пресса без особого труда раздула самую настоящую кометоманию. Газета «Нью-Йорк Таймс» выступила с заявлением о необходимости мобилизации полицейских-резервистов, чтобы усмирить и рассеять толпу, испуганную воздушным шариком, испускающим пучки белого света. Газета с легким пренебрежением отнеслась к волнениям, прокатившимся по всему городу, хотя немедленно оговорилась, что наибольшая степень суеверного возбуждения наблюдалась в кварталах, населенных преимущественно приезжими. Можно найти множество историй, красноречиво повествующих о массовой панике: о бизнесмене, отказывавшемся подписывать контракт до тех пор, пока окончательно не выяснятся последствия появления кометы, о мужчине из Нью-Джерси, признавшемся в убийстве из страха перед кометой (видимо, он был приезжим), и о девочке из Монреаля, внезапно скончавшейся по той же самой причине. Низложенный султан Турции Абдул-Хамид в течение нескольких дней отказывался принимать пищу. Находчивые предприниматели продавали пилюли от кометы, а германская компания страховала людей на случай конца света. Век, в который жил Галлей, не отличался высокой организованностью. Комета Галлея вернулась в 1985–1986 гг., но на сей раз она не оправдала связанных с ней ожиданий, вызвав определенное разочарование. Уже случившиеся к этому времени высадки человека на Луну помогли приспустить завесу таинственности с небес.

Будучи практичным человеком, Галлей хорошо разбирался не только в кометах, но и в артиллерийских орудиях, таблицах аннуитета и достоинствах тонких линз. В 1676 г., в возрасте двадцати лет, он предпринял путешествие на остров Святой Елены, расположенный неподалеку от африканского побережья, для составления каталога южных звезд. В 1698–1700 гг., став капитаном взбунтовавшегося корабля, он провел его через Атлантику и, как мы уже видели, составил карту изменений магнитного склонения, что в итоге привело его к странной, но весьма незаурядной теории строения Земли. Ему было уже шестьдесят четыре года, когда он, наконец, сменил Флемстида на должности Королевского астронома, после чего сразу же дал ход программе наблюдений Солнца и Луны в течение восемнадцатилетнего цикла (и дожил до ее завершения).

До XVIII в. звезды считались (за редким исключением) неподвижными, во всяком случае друг относительно друга. Открытие Гиппархом прецессии требовало от изготовителей каталогов всего-навсего увеличивать все эклиптические долготы на определенную величину, которая зависела от даты. Каталог Птолемея, содержавший более тысячи звезд, периодически пересматривался таким незатейливым способом, и даже когда были составлены другие, не связанные с ним каталоги (такие, как каталоги Улугбека, Тихо Браге, Гевелия, Флемстида и других), астрономы всегда исходили из предпосылки об их внутренней неизменности. Такой феномен, как появление «новой звезды», способствовавший стремительному росту репутации Тихо, никак не повлиял на изменение этих представлений. Однако ситуация поменялась после того, как Галлей открыл, что по меньшей мере некоторые звезды движутся друг относительно друга. Этому способствовал его научный талант, подтвердивший по прошествии времени ряд его прозрений, оказавшихся столь же ценными, как и его достижения в области статистики. В работе, опубликованной в 1718 г., он привел объяснение того, как он осуществлял сравнение современных наблюдений с наблюдениями древних греков. Он изучал звездные каталоги, особенно каталог Птолемея, начиная примерно с 1710 г., и пришел к выводу, что ни прецессия, ни ошибки наблюдений не могут служить достаточным основанием для объяснения получающихся расхождений. Он был убежден: движение в направлении юга таких ярких звезд, как Альдебаран, Арктур и Сириус, можно считать доказанным, «собственное движение» есть в том числе и у более слабых звезд (видимое движение по небесной сфере в результате собственного действительного перемещения относительно Солнечной системы), и это бы проявлялось очевиднее, если бы звезды не находились от нас на таких больших расстояниях.

В 1738 г. это утверждение Галлея подтвердил Жак Кассини. В данном случае он сумел зарегистрировать смещение положения Арктура даже по сравнению с относительно недавними измерениями, произведенными в 1672 г. Жаном Рише в Кайенне, которые, безусловно, были более точны, чем соответствующие измерения Птолемея. Кассини утверждал, что, скорее всего, это действительно истинное собственное движение Арктура, а не следствие какого-либо эклиптического смещения, поскольку в нем не участвовала близко расположенная к нему слабая звезда. (Много лет спустя Кассини выказал недовольство в отношении Галлея, обнаружившего ошибку в его сообщении об измерении параллакса Сириуса.)

Открытие собственных движений звезд дало начало серьезному обсуждению дальнейших путей развития астрономии. Никакими более или менее прямыми методами зарегистрировать звездные параллаксы еще не удавалось, но наличие у звезд отличающихся собственных движений, если смотреть на них с Земли, по всей видимости, подтверждало догадки некоторых авторов конца XVI – начала XVII в., что звезды рассеяны по всему пространству; является ли это пространство конечным или бесконечным – это другой вопрос. Факт рассеяния, по всей видимости, подтверждался тем, что видимые движения были различны для разных звезд, при этом не важно, создавалась ли эта разница за счет движения Земли или за счет движения, присущего самим звездам. Высказывалась идея о движении только самой Солнечной системы, движущейся сквозь систему звезд, более или менее покоящихся друг относительно друга. Когда Джеймс Брэдли анонсировал в 1748 г. свое открытие нутации (см. ниже на с. 592), он высказал предположение, что пройдет много веков, прежде чем у нас появятся достаточно надежные свидетельства для выбора между этой гипотезой и ее альтернативами. И был неправ.

Если взглянуть на историю астрономии XVIII в. с точки зрения жителя конца XIX столетия, то, как писала Агнеса Кларк, «в целом ее развитие шло ровным, логически выверенным курсом». Кларк полагала, что эпоха Ньютона продолжалась почти ровно сто лет и закончилась в 1787 г., когда Лаплас объяснил Французской академии причину некоторых ускорений в движении Луны. Именно эта аномалия, а не динамика Ньютона, по версии Кларк, пробудила гений Уильяма Гершеля, чьи работы оказали такое большое влияние на ход последующих событий.

Можно долго рассуждать на эту тему, но она слишком узка. Были и другие силы, другие мотивы, побуждавшие заняться астрономией, и они не сводились исключительно к тому, чтобы как можно шире распространить монументальную систему «Principia». Многие важные открытия сделаны в ходе вполне традиционного практического применения астрономии, но с использованием новых инструментов (равно как новых интеллектуальных возможностей). Всегда сохранялась надежда совершить новые телескопические открытия, и хотя в этом отношении Гершеля можно считать недосягаемым, он не был единственным. Астрономия перестала быть только университетской дисциплиной, входящей в базовую часть учебной программы факультетов искусств, но превратилась в символически значимый предмет, привлекающий к себе пристальное внимание; например, возник высокий спрос на странствующих лекторов-астрономов. Ни один благородный господин не считал своих детей достаточно образованными, если их не обучали астрономии, что привело к появлению новых видов популярной литературы и учебных инструментов. В их число, несомненно, входили простейшие телескопы, глобусы (земной и, обычно в паре с ним, – небесный), а также простейшие модели Солнечной системы, ставшие в конечном счете чем-то привычным и общераспространенным. Эти подвижные модели Солнечной системы носили имя Чарльза Бойля, графа Оррери, которому случайно удалось заказать чрезвычайно удачно изготовленный экземпляр. Но он всего лишь продолжил традицию изготовления подобных моделей (ту, что уходила вглубь веков и включала в себя многие попытки приспособления астрономических часов к древним планетным моделям) для широких народных масс.

Одним из видов литературы, достигшим нового уровня популярности и не требовавшим специальных знаний, была естественная теология, пытавшаяся обсуждать самые разные вопросы: начиная от природы и особенно гармонии космоса и до самого существования Бога и его атрибутов. Одна из наиболее весомых работ в этом жанре – «Астротеология» Уильяма Дерема (1714). В конце столетия Уильям Пейли выражал признательность этому произведению в своих еще более популярных сочинениях. Лучшая работа Пейли под названием «Естественная теология» замечательна тем, что она позволяет дать оценку изменениям, произошедшим в интеллектуальной атмосфере в ходе столетия. С точки зрения современников Ньютона (например, Бентли), доказательством существования Бога являлось само наличие во Вселенной небесного порядка. Пейли же считал, что, кроме этого, необходимо учитывать биологические соображения, хотя его Вселенная продолжала оставаться благолепной и милосердной. Некоторые сочинения Пейли были обязательными для изучения в Кембридже, когда там обучался Чарльз Дарвин, и их чтение доставляло ему большое удовольствие, но в середине XIX в. они создали обстановку, работавшую против его теории эволюции, где милосердный Бог если и привлекал к себе внимание, то исключительно своим отсутствием. Этот конфликт интеллектуальных и религиозных интересов был одним из наименее очевидных последствий многовекового обсуждения космических гармоний – обсуждения, в которое внесли свой вклад Платон, Кеплер, Ньютон, Лейбниц и множество других не столь ярких ученых.

Если говорить о более прагматичных приметах времени, то для астрономии XVIII в. был характерен быстрый рост числа официальных обсерваторий, то есть обсерваторий, основанных государствами, университетами, научными сообществами и религиозными объединениями. Ни одна другая наука (за исключением медицины) не могла похвастаться столь большим количеством людей, профессионально занимавшихся исследованиями, даже если они носили рутинный характер. Все более возраставшая точность определения небесных координат, наконец, принесла свои плоды. Это было довольно дорогим предприятием, но оно оправдывало себя, если принять во внимание его практическую пользу для навигации, геодезической съемки и картографирования стран и империй и даже для теологии, если иметь в виду картирование места человечества в Божественном Творении.

Мы уже видели, как резко Парижская обсерватория поменяла облик астрономии, когда там начал работать Кассини. Основание Гринвичской обсерватории в Англии было во многом обязано французскому влиянию, но весьма необычного рода. В конце 1674 г. распорядитель королевского штаба снабжения пообещал выделить деньги на постройку обсерватории, после того как одна из фавориток Карла II Луиза де Керуаль – бретонка, пожалованная незадолго до этого титулом герцогини Портсмутской за заслуги перед Короной, – рекомендовала королю некоего господина де Сен-Пьера. Тот утверждал, что может определить географическую долготу «посредством простых небесных наблюдений».

Как уже говорилось, проблема долготы сводилась к нахождению универсальных часов, которые обеспечили бы возможность сопоставления местного небесного явления с тем, как оно происходило бы на каком-либо стандартном меридиане, скажем, в Ураниборге, Париже или Гринвиче. (Например, если в данном конкретном месте Солнце находится на меридиане, то каково будет его положение в Гринвиче? Узнав ответ на этот вопрос, мы найдем разность долгот.) Одним из видов таких универсальных часов был переносной хронометр. Достаточно надежные хронометры появились только после 1763 г., когда Джон Гаррисон (после долгой и мучительной борьбы как с механизмами, так и с людьми) получил в награду за один из своих хронометров первую премию Совета по долготе. Как мы уже видели, другими «часами» являлись спутники Юпитера, поскольку по их расположению относительно центральной планеты можно было найти время с помощью таблиц, составленных в какой-либо из ведущих обсерваторий.

Сначала Сен-Пьер держал свой метод в секрете, но и Флемстид, и другие правильно угадали, что он заключался в использовании в качестве часов быстро движущейся Луны (идея была не нова, и он, вероятнее всего, позаимствовал ее у Жана Морена). Король поручил Королевскому обществу собрать необходимую информацию о Луне, после чего услуги Флемстида оказались востребованными. Его вердикт сводился к тому, что ни положение Луны, ни положения звезд не известны с точностью, достаточной для надежной работы этого метода. Так или иначе, это подвигло короля на то, чтобы основать обсерваторию, и Джона Флемстида назначили ее «астрономическим наблюдателем»; ему поручили улучшить таблицы движений и положений звезд в интересах как навигации, так и астрономии. В главе 15 мы рассмотрим важный по значению звездный каталог Флемстида, в высшей степени актуальный для целей его программы, но ему было суждено выйти только в 1729 г. Шел июль 1676 г., когда ученый переселился в здание новой обсерватории, построенной по проекту Сэра Кристофера Рена и возведенной на холме над портом Гринвич на реке Темзе. Ему больше повезло с архитектором, чем Кассини в Париже; здание Клода Перро выглядело роскошнее, но оказалось менее функциональным.

Мы уже упоминали об отношениях, возникших между Флемстидом, Ньютоном и Галлеем. Вряд ли бы Флемстид обрадовался, узнав, что после его смерти в 1719 г. должность в Гринвиче была перепоручена Галлею, хотя, вероятно, его утешил бы следующий факт: наследники оставили при себе его инструменты, поскольку большую их часть он купил на собственные деньги. На момент его смерти большинство инструментов пребывали на государственной службе уже в течение сорока четырех лет, и почти все они отличались высочайшим качеством. Он начал с железного секстанта радиусом в семь футов, установленного на экваториальной оси и снабженного парой телескопических труб – одна (для первого наблюдателя) из них закреплялась на нулевом положении шкалы, а другая (для второго наблюдателя, производившего наблюдения одновременно с первым) могла свободно перемещаться по шкале. У него был меридианный квадрант, дававший очень неточные показания, но Флемстид потратил 120 фунтов стерлингов собственных средств на приобретение другого инструмента, спаренного с секстантом, радиусом также семь футов. Кроме того, он располагал напольными маятниковыми часами, которые оснастил сидерическим регулятором; в то время это были самые точные часы, изготовленные великим мастером Томасом Томпионом. Следуя тогдашней моде, он обзавелся телескопами с очень большим фокусным расстоянием, оснащенными окулярными микрометрами. В надежде обнаружить годовой параллакс у γ Дракона – звезды, проходившей тогда, как известно, через зенит, – он опустил 90-футовый телескоп в колодец соответствующей глубины, но лишь даром потратил время, поскольку оказался не в состоянии оценить характер полученных им измерений, смешанных с аберрацией звездного света, тогда еще не открытой. Обладая таким набором инструментов, он положил начало программе проведения систематических наблюдений для определения географической широты, продолжительности года и т. п. В течение всей своей профессиональной деятельности Флемстид уделял очень большое внимание Луне, но он был перфекционистом в таких основополагающих вопросах, как параметры солнечного движения, – вопросах, которые большинство других астрономов считало давно решенными. Его угловые измерения отличались беспрецедентной точностью, допускаемая им ошибка обычно не превышала одной десятой или даже одной двенадцатой доли от ошибки Тихо. Его «Британский каталог», составленный для 3000 звезд (опубликован в третьем томе его «Истории»), оставался в течение многих лет наилучшим из всех имеющихся.

Вопрос погрешности наблюдения имеет важное значение, хотя справедливости ради надо сказать, что подробное его рассмотрение выходит далеко за рамки нашей темы. Получение простого среднего арифметического от по возможности большего количества измерений – процедура, соблюдение которой кажется сегодня минимальным проявлением обязательной осторожности, – вошла в стандартную практику на удивление поздно, только в XVIII в. У Тихо и у Кеплера можно встретить примеры расчета среднего значения для двух наблюдений. Ньютон в своих оптических экспериментах время от времени получал среднее значение от многих показаний; в конце XVII в. та же самая процедура начинала все чаще применяться его современниками, занимавшимися лабораторной работой. Жак Кассини и Флемстид делали это более или менее регулярно, и существовали другие подобные примеры, однако, судя по всему, в течение довольно долгого времени бытовало убеждение, что обработка многих измерений одного и того же события является признаком слабости, и уж точно не тем, в чем следовало бы открыто признаваться в работе, предназначенной для опубликования. Со временем поиск аналитических методов сведения наблюдений превратился, по сути, в самостоятельный объект исследования, и наиболее важный шаг в этом направлении был сделан брауншвейгским математиком Карлом Фридрихом Гауссом. В 1809 г. он опубликовал методы, использованные им в отношении гравитационной теории движения планет начиная с 1795 г. Его впечатляющий анализ связывал так называемый постулат о среднем арифметическом (предположение, согласно которому простое среднее значение является наиболее вероятным правильным ответом) с математической теорией вероятности. (Сегодня этот «постулат» часто рассматривают как следствие еще более фундаментальных законов.) Наиболее известным его достижением было приведение логического обоснования для разработанного им метода наименьших квадратов. Такие идеи очень сильно отличались от стандартной практики астрономов XVIII в., но, как мы увидим далее, процедуры сведения, используемые Флемстидом, отнюдь не являлись безосновательными (с. 637).

170

Здание обсерватории в Гринвиче во времена Джона Флемстида. Вдали видна река Темза. Сравните телескоп под открытым небом с инструментом Гевелия, подвергшимся столь суровой критике со стороны Галлея.

Флемстид не только приобрел на свои средства бо́льшую часть инструментов, он, вдобавок к этому, более года не мог добиться от короля получения своего скромного жалованья. Его история чем-то напоминает историю Кеплера. Однако в долгосрочной перспективе относительно крупные инвестиции британского правительства в строительство обсерватории в Гринвиче (ил. 170) послужили стимулом для упрочения профессии изготовителей инструментов в Лондоне, поскольку в течение большей части XVIII в. именно они были поставщиками инструментов во всю остальную Европу. Это время закончилось, когда профессиональные астрономы сумели обзавестись собственными специалистами, хотя и продолжали проявлять большую заинтересованность и участие в этом ремесле; да и сами мастера зачастую являлись весьма неплохими астрономами, благодаря чему они могли разрабатывать конструкции новых инструментов, опираясь на собственные знания.

Новые технологические разработки могли приходить и из других областей. Возьмем, к примеру, такую ценную идею: Роджер Котс, первый плюмианский профессор астрономии в Кембридже и редактор второго издания «Principia» Ньютона, послал Ньютону эскиз гелиостата. Этот инструмент позволял направлять изображение Солнца, отраженное от подвижного зеркала, приводимого в движение часовым механизмом, в стационарный телескоп. Гук разработал другую конструкцию этого инструмента, и этот принцип продолжает использоваться до сих пор. Первый крупный гелиостат, позволяющий получать приемлемые результаты, построен по проекту Жана Фуко, а наиболее знаменитый из них установлен в 1903 г. на солнечной обсерватории Маунт-Вилсон в Калифорнии и используется до сих пор. Из числа ярких примеров последнего времени можно назвать гелиостаты на пике Сакраменто в Нью-Мексико и в Национальной обсерватории Китт-Пик в Аризоне. В этих гелиостатах используется только одно верхнее зеркало, отражающее изображение Солнца вниз вдоль полярной оси.

Джордж Грэхэм был одним из первых крупных специалистов по изготовлению целой серии конструкций, охватывающих почти все разновидности обсерваторского оборудования – стенные квадранты, меридианные круги, зенитные секторы, астрономические регуляторы (точные часы) и многое другое. Грэхэм принадлежал к поколению, сменившему поколение Флемстида, и первый его крупный инструмент – большой квадрант – он изготовил для Галлея в 1725 г., когда этому новому Королевскому астроному было уже под семьдесят. Грэхэм уже являлся известным часовым мастером, но широкую славу ему принес квадрант Галлея, слухи о котором распространились благодаря хвалебному описанию Роберта Смита, приведенному в его популярном учебнике по оптике. Идея установки квадранта на прочной стене (как это обычно делали) в плоскости меридиана была, конечно, не нова, но Грэхэм добавил к нему центральный телескоп и ось в форме двойного конуса, что обеспечило ему преимущество в работе, превосходящее все предыдущие аналоги, и вскоре эта конструкция стала типовой. Именно Грэхэм привнес два главных технических усовершенствования в напольные часы, а именно – ртутный компенсационный маятник и новый тип анкерного хода, что позволило использовать их в качестве астрономического регулятора.

171

Джеймс Брэдли (1693–1762) спустя некоторое время после назначения на должность Королевского астронома, унаследованную им после смерти Галлея в 1742 г. (Оксфордская копия масляного портрета Королевского общества, принадлежащего кисти Т. Хадсона.)

Слава Грэхэма еще более возросла в результате его причастности к двум самым важным открытиям XVIII в., совершенным Джеймсом Брэдли (ил. 171). Первое открытие он сделал будучи савилианским профессором астрономии в Оксфорде, а второе – после того как сменил Галлея на должности Королевского астронома после смерти последнего в 1743 г. Уже давно было достигнуто понимание того, что лучшим способом регистрации параллактического смещения звезд является использование меняющегося положения Земли в ходе ее обращения вокруг Солнца. Наиболее заметное смещение видимого положения звезды, очевидно, достигается, когда Земля находится на противоположных концах большой оси своей эллиптической орбиты. Чтобы оценить величину этого смещения, требуется какое-то количество очень удаленных звезд сравнения: тогда, согласно предварительным соображениям, эллиптическое движение Земли приведет к тому, что близкая звезда будет описывать на фоне сильно удаленного заднего плана крошечные эллипсы. Ничего подобного не регистрировалось с точностью, достаточной для вынесения однозначного суждения, вплоть до 1725 г., когда состоятельный любитель Самуэль Молине попытался улучшить качество безуспешных попыток Гука по измерению параллакса звезды γ Дракона, воспользовавшись для этого очень длиннофокусным (24 фута) зенитным сектором, изготовленным Грэхэмом; другими словами, телескопом с короткой, но чрезвычайно точной шкалой, предназначенной для измерения углов в зените и его ближайших окрестностях (в зените влиянием рефракции можно полностью пренебречь). Взяв себе в помощники Брэдли, он действительно зарегистрировал смещения, но они оказались слишком большими и совсем не в тех направлениях, которые ожидались, хотя в итоге выяснилось, что они согласуются с угловым циклом, соответствующим параллактическому смещению.

Брэдли продолжил эти наблюдения и в 1727 г. обследовал еще несколько звезд с помощью другого, меньшего зенитного сектора, также изготовленного Грэхэмом. Он был установлен в доме его дяди по материнской линии – Джеймса Паунда в Уонстеде (графство Эссекс). Паунд сам являлся довольно крупным астрономом (напомним, что Ньютон использовал его кометные наблюдения 1681 г.). Спустя долгое время после того, как Брэдли получил должность в Оксфорде, он вернулся в Уонстед для работы с инструментами своего дяди. К тому времени ему стало ясно, что все звезды на равных участвуют в некоем специфическом движении, хотя его размеры не постоянны: они каким-то образом зависят от положения звезды по отношению к эклиптике. Он испробовал множество различных гипотез, но, согласно легенде, разгадка пришла к нему, когда он плыл по Темзе на прогулочной лодке, глядя на то, как меняется направление флажка на верхушке мачты. Он решил, что изменения положений звезд получаются в результате совокупного эффекта, вызываемого орбитальной скоростью Земли и большой, но все же конечной скоростью света, исходящего от звезды. (Эффект, который можно иначе обозначить как применение правила «параллелограмма скоростей», объясняется на ил. 172. Обычно его поясняют в простых словах с помощью очевидной аналогии – в каком направлении будут падать капли дождя на шагающего пешехода?) Аберрационное смещение, как и смещение, которое возникает в результате (пока еще не обнаруженного) годичного параллакса, также заставляет звезду описывать маленький эллипс; первое смещение возникает из‐за того, что Земля движется с какой-то скоростью, а второе – из‐за (меняющегося) положения Земли. Приблизительное значение скорости света стало известно после того, как его определил Оле Рёмер; не представляло труда найти и изменяющуюся скорость Земли, обращающейся по своей орбите. Таким образом, размер аберрационного эллипса мог быть выведен теоретически; и, соответственно, наоборот, получив размеры с помощью измерений, можно было вывести скорость света. (Проделав это, Брэдли получил, что скорость света равна примерно 301 000 км/с. Значение, принятое в настоящее время, составляет 299 792,5 км/с.) Найденное им оптическое объяснение прекрасно согласовывалось с проведенными им же наблюдениями, и в 1728 г. он написал Галлею, желая познакомить его со своими находками. Указанное открытие того, что впоследствии получит название «аберрации света», было в итоге представлено Королевскому обществу в 1729 г.

172

Годичный параллакс, изображенный на первом рисунке, отличается от годичной аберрации, изображенной на втором и третьем рисунках. В каждом случае наблюдаемая звезда обозначена буквой X, а буквы A и С обозначают точки пересечения большой оси эллиптической орбиты Земли с самой орбитой и соответствуют наблюдаемому положению звезды в точках A′ и С′. Верхние эллипсы демонстрируют видимые положения звезды X на фоне самых далеких звезд. Параллактические смещения происходят в силу изменения положения наблюдателя, в то время как аберрация появляется в силу того, что наблюдатель обладает скоростью. Эти эффекты сильно разнятся по величине (максимальный параллакс γ Дракона, звезды Брэдли, составляет менее 0,02″, в то время как ее аберрация превосходит это значение в тысячу раз), но наиболее очевидное различие заключается в направлениях перемещения звезды (сравните буквенные обозначения верхних эллипсов). На втором рисунке аберрационное смещение никак не поясняется, для этого следует обратиться к рисунку три. Здесь точка C1 обозначает центр объективной линзы телескопа, а E1 – окуляр в тот момент, когда свет от звезды X достигает точки C1. Пока свет дойдет до окуляра, телескоп успеет переместиться вместе с Землей в положение C2E2. Если бы Земля была неподвижной, звезда наблюдалась бы в направлении E2C1, «истинном» направлении на точку X (то есть под углом a2). Однако когда Земля движется, шкала телескопа отсчитывает в момент наблюдения звезды угол a1. Разница составляет аберрацию, вызванную годовым движением Земли. (Существует еще и гораздо меньший эффект, вызываемый скоростью вращения Земли, которого мы здесь никак не касаемся.) Разница между a1 и a2, как нетрудно показать, с высокой точностью пропорциональна синусу a2, так что аберрация зависит от положения звезды на небе. Ее максимальное значение может достигать величины около 20,5″ (известной как «постоянная аберрации»). Применение аберрации к истинным координатам звезды или исправление наблюденных координат в целях получения истинных требуют более сложных вычислений.

Брэдли стал первым, кто сумел объяснить этот феномен, но не первым, кого поставило в тупик странное поведение тщательнейшим образом измеренных положений звезд. Все это происходило в контексте поиска параллакса. На каком-то этапе Флемстиду показалось, что он обнаружил параллактическое движение Полярной звезды, но позже Кассини исправил его ошибку, и поиски продолжились. Пожалуй, наиболее важная серия соответствующих наблюдений была накоплена в Болонье Эустакио Манфреди, астрономом местного Института наук. Одну часть этих наблюдений он провел после 1705 г., а другую – в начале 1720‐х гг., но в последующем интерес Манфреди к этой проблеме вновь пробудился только в 1726 г., когда он услышал об исследованиях Молине и Брэдли. После этого он произвел дополнительные измерения. (Эти новости достигли Болоньи вместе с письмом, написанным английским астрономом Уильямом Деремом своему брату – английскому послу в Риме.) Суммировав свои данные в брошюре 1729 г., он на какое-то время был поставлен в трудное положение врачом папы римского, полагавшим, что не стоило бы уделять так много внимания тезису о движении Земли. Однако в конце концов брошюра была передана на утверждение инквизитору Болоньи, а когда она появилась в печати, выяснилось, что она посвящена архиепископу Римини, скрытому коперниканцу, если судить по подарку, преподнесенному им Болонской обсерватории в 1726 г. Этим подарком являлась армиллярная модель коперниканской системы мира, до сих пор хранящаяся в обсерватории.

Прошло без малого сто лет после обвинительного приговора Галилею, и неприятное положение Манфреди хорошо иллюстрирует трудности, с которыми бились и никак не могли разобраться католические астрономы. Не так-то просто выработать однозначную позицию для оценки сокровенных чувств Манфреди в отношении коперниканского вопроса, хотя позже он опубликовал признание в том, что гипотеза Брэдли прекрасно согласовывалась со всеми его лучшими наблюдениями. Находясь в окружении конформистски настроенного духовенства, он пошел по не самому простому пути. Сохранилось письмо, полученное им от друга, где тот советовал ему опубликовать некоторые незавершенные наблюдения параллакса, проведенные Педером Хорребоу, чтобы отвести подозрения от своей работы. Каково бы ни было его мнение на этот счет, он несомненно угадал с выбором термина – простого латинского слова aberratio (аберрация). Он использовал его в названии своей работы 1729 г., и по истечении некоторого времени в астрономическом мире стало общепринято употреблять его для описания того, что в исходной работе Брэдли называлось просто «вновь открытым движением».

Аргументация статьи Брэдли в «Философских трудах» Королевского общества была сформулирована с исчерпывающей полнотой, и он высказывал в ней очень убедительный аргумент «от обратного» о возможном существовании параллаксов звезд. Он утверждал, что если бы они превышали одну секунду дуги, он без труда зарегистрировал бы их. Другими словами, представлялось совершенно очевидным, что звезды находятся на гораздо более далеких расстояниях, чем это обычно полагалось. (На самом деле, параллакс γ Дракона не превышает одной пятидесятой доли секунды дуги.) Однако наиболее впечатляющий вывод, который следовал из его работы и касался проблемы познаваемости мира, заключался в том, что движение Земли, рассчитываемое в системе координат, задаваемой неподвижными звездами, действительно является движением вокруг Солнца, как это обычно и предполагается в стандартной интерпретации. Таким образом, наперекор болонскому инквизитору, нашлось еще одно подтверждение коперниканского видения мира. Когда болонец и парижанин Франческо Альгаротти писал свою чрезвычайно популярную книгу «Ньютонианство для дам» (важную тем, что она служила проводником новой науки в образованные круги на всей территории Европы), одной из бестактностей, которая вынудила конгрегацию Индекса наложить на нее арест, стало его заявление о том, что аберрация является прямым доказательством реально существующего движения Земли.

В 1727 г. Брэдли заметил еще кое-что, взволновавшее всех, кто интересовался прецизионной звездной астрономией: склонение некоторых звезд оказалось «плавающим». Спустя пять лет он нашел этому объяснение: земная ось «качается» вследствие притяжения Луны, воздействующей на экваториальное утолщение. Результатом этого раскачивания является такое смещение видимых положений звезд, что каждая из них описывает едва заметный эллипс вокруг своего истинного (среднего) положения с периодом около 18,6 года – периода обращения лунных узлов. Нутация (именно он дал этому явлению такое название) была открыта с помощью того же инструмента, что и аберрация. Это стало одним из двух величайших открытий, принесших Брэдли всемирную славу во времена, когда точные измерения ценились превыше всего. На деле, в 1827 г., спустя шестьдесят пять лет после смерти Брэдли, Жан Батист Делямбр, который компетентно и пространно писал об астрономии всех предшествующих исторических периодов, заявил, что будь его воля, он отвел бы двум этим открытиям «наиболее почетное место после открытий Гиппарха и Кеплера и поставил бы Брэдли выше многих величайших астрономов всех времен и народов». Брэдли должен был понимать, что успех его работы обеспечивался как его собственными геометрическими прозрениями, так и используемыми им инструментами, но помимо этого он оказал Грэхэму еще одну весьма экстравагантную услугу. Благодаря открытиям Брэдли, расцвет торговли инструментами Грэхэма в Европе начался с зенитного сектора. До этого там использовались инструменты, напоминавшие по внешнему виду французский портативный квадрант, но с этого времени зенитные секторы прочно вошли в моду, хотя они совершенно не годились для проведения большинства других рутинных наблюдений.

Когда в 1736 г. Пьер Луи Моро де Мопертюи получил от Французской академии наук средства на экспедицию в Лапландию – экспедицию, которая положила конец разногласиям по поводу формы Земли, главным инструментом стал опять один из зенитных секторов Грэхэма. Это был важный момент ввиду того, что он привел многих французов к вере в ньютоновские законы. Два поколения блестящих астрономов-наблюдателей, прошедших обучение в парижской школе династии Кассини, сформировали ядро откровенно картезианской и антиньютоновской натурфилософии. В рамках этой концепции Земля считалась скорее продолговатым, чем сплюснутым сфероидом и напоминала по форме мяч для игры в регби или в американский футбол, а не (как говорят иногда) приплющенный апельсин. Экспедиции были посланы в Перу и в Лапландию для того, чтобы измерить градус географической долготы в обоих этих местах и сравнить их с аналогичным градусом во Франции. После всех экспедиционных перипетий, среди прочих отметим кораблекрушение на обратном пути, и долгого периода, в течение которого производилась оценка полученных наблюдений, Мопертюи выступил с заявлением, подтверждающим правоту Ньютона. Один из немногочисленных сторонников Ньютона во Франции Вольтер поздравил его с тем, что тот сумел приплющить как полюса, так и семейство Кассини. Выяснение точной формы Земли продолжало привлекать практическую и теоретическую энергию большого числа ученых, и некоторые лучшие математики следующего столетия (такие, как Клеро, д’ Аламбер, Лежандр, Лаплас, Гаусс и Пуассон) отводили этой проблеме центральное место в ходе развития ньютоновской теории гравитации.

В XVIII в. английская традиция изготовления прекрасных инструментов была еще более расширена, главным образом на базе конструкций, разработанных Грэхэмом, благодаря участию таких великолепных мастеров, как Джонатан Сиссон, Джон Бёрд, Джесси Рамсден, Джон Доллонд и Эдуард Траутон, каждый из которых обрел общеевропейское признание. О степени достигнутого прогресса можно судить по следующим примерам: стенной инструмент Флемстида давал неплохие результаты в пределах точности до десяти секунд дуги, в то время как изделия Грэхэма позволяли получать точность до пяти или шести секунд, а у Бёрда она достигла одной угловой секунды. Именно Джон Бёрд оснастил вторую наиболее влиятельную английскую обсерваторию того времени – Рэдклиффскую обсерваторию Томаса Хорнсби в Оксфорде. Бёрд подготовил важное сообщение о методе деления шкалы инструментов. К середине 1760‐х гг. он изготовил большие инструменты, установленные в Гринвиче, Париже, Санкт-Петербурге, Гёттингене и Кадисе. Джонатан Сиссон обладал тем преимуществом, что работал непосредственно под началом Грэхэма. Он изготавливал инструменты для европейских обсерваторий, один из которых был предоставлен Лемонье во временное пользование Берлинской академии, что позволило немецким астрономам дополнить измерения лунного параллакса, осуществленные Лакайлем на мысе Доброй Надежды.

173

Джесси Рамсден (1735–1800), ведущий изготовитель научных инструментов своего времени на фоне своего меридианного круга. (По картине Роберта Хоума, написанной не ранее 1791 г.)

Чуть позже, но в том же столетии, наиболее признанным мастером являлся Джесси Рамсден (ил. 173), снабжавший своей продукцией таких астрономов, как Джузеппе Пиацци и Франц Ксавер фон Цах. Рамсден оснастил многие европейские обсерватории ахроматическими телескопами, оснащенными прекрасно градуированными шкалами, показания с которых считывались с помощью разработанного им микроскопа-микрометра. Наиболее знаменитым его инструментом являлся «Палермский круг», построенный для Пиацци, – полутораметровый рефрактор на азимутальной монтировке, изображенный на ил. 174. Вскоре с его помощью мир получил подтверждение того, что собственное движение звезд является скорее правилом, чем исключением; одновременно это послужило доказательством беспрецедентной стабильности и точности, которых можно было достичь, работая с этим прекрасным инструментом.

174

Большой пятифутовый вертикальный круг, заказанный Джузеппе Пиацци у Джесси Рамсдена во время визита в Англию в 1788 г. Пиацци установил его в своей новой обсерватории на крыше королевского дворца в Палермо (север Сицилии) в 1789 г. Он использовал его для создания звездного каталога, в состав которого вошло больше звезд, чем было в любом из предыдущих каталогов, сделав это с беспрецедентной точностью. В январе 1801 г. он открыл с его помощью первый астероид (Цереру), положив начало затяжным дебатам о том, заслуживают ли эти объекты именоваться планетами.

Глупо убеждать себя в том, что эта торговля была столь же экономически выгодна как, например, лондонская торговля хронометрами и часами в тот же период; не стоит также забывать о быстром росте торговли секстантами, которые начали использоваться в астрономической навигации. Например, Рамсден, имевший у себя в штате шестьдесят ремесленников, произвел к 1789 г. тысячу секстантов, не говоря уже о других его изделиях. У астрономических методов навигации была своя история, но следует отметить, что в 1756 г. Брэдли отметил в своем отчете для Совета Адмиралтейства, что новые лунные таблицы, составленные гёттингенским астрономом Иоганном Тобиасом Майером, позволяют определять географическую долготу с точностью до половины градуса. (Как оказалось, Майер использовал квадрант Бёрда.) После проведения испытаний на море Брэдли пришел к выводу, что эта оценка сильно завышена, но после исправлений, внесенных в таблицы, он решил: с их помощью вполне можно получать точность в пределах одного градуса.

В наиболее значительных странах были свои изготовители инструментов, но по той или иной причине в большинстве случаев они обладали влиянием исключительно на местном уровне. Лондонские мастера заслуживают почтительного упоминания за установление международного стандарта и разработку практических методов, причем они сделали это при поддержке Королевского общества, в члены которого были избраны лучшие их представители. Королевская обсерватория в Гринвиче стала третьей вершиной этого треугольника успеха. Д’Аламбер лишь слегка преувеличивал, когда писал, что если уничтожить все, имеющее хоть какое-то отношение к астрономии, то одних записей наблюдений Гринвича будет достаточно для полного ее восстановления. Вряд ли в то время можно было найти хотя бы один более или менее стоящий астрономический учебник, который не включал бы в себя описаний либо изображений сделанного английскими мастерами. Книги Лаланда могут служить хорошим примером подобного рода. В его распоряжении находилась обсерватория Военной школы в Париже, оснащенная квадрантом Бёрда, превосходящим все, что можно было тогда отыскать в Парижской обсерватории, за исключением гораздо более щедрого финансирования последней.

Друг Бёрда Джереми Диксон совместно с Чарльзом Мейсоном взяли несколько его инструментов в путешествие, упомянутое нами в главе 12, в целях наблюдения прохождения Венеры 1761 г. на мысе Доброй Надежды. Они произвели наблюдения, которые превратили этот мыс в одно из наиболее хорошо изученных мест в мире вплоть до того времени, когда спустя два года они же обследовали границу между Пенсильванией и Мэрилендом (линию Мейсона – Диксона), в результате чего получили чрезвычайно точное значение длины одного градуса географической широты. Вот несколько последствий развития новой индустрии изготовления инструментов, которые развились под попечительством астрономии; в обмен на это лондонские мастеровые подняли астрономические стандарты и, таким образом, внесли существенный вклад в укрепление новой волны повышения качества астрономических работ, что было естественным следствием учета достижений Ньютона. Работая плечом к плечу, они выработали четкое, признанное на международном уровне представление о целях и предназначении астрономии, и оно продолжает оставаться более или менее актуальным вплоть до настоящего времени.

В качестве постскриптума можно добавить, что на премьер-министре Уильяме Питте и британском правительстве лежит ответственность за фактически полное уничтожение лондонского оптического производства. Это произошло в результате введения карательного налогообложения сначала на окна, а затем и на стекло. Другим фактором послужило изобретение швейцарским литейщиком колоколов и мастером по изготовлению стекла Пьером Гинаном нового способа перемешивания расплавленного оптического стекла в целях достижения однородной смеси. В 1805 г. он переехал в Мюнхен и вскоре после этого стал ассистировать Йозефу Фраунгоферу. Фраунгофер был сыном стекольщика и самоучкой, обладающим выдающимися техническими способностями, и хотя он умер в относительно раннем возрасте, он успел стать одной из наиболее влиятельных фигур в астрономической практике XIX в., о чем мы расскажем в главе 15.

После того как Галлей открыл собственное движение звезд и оно было надежно подтверждено другими, астрономы начали производить систематическое измерение их положений. В 1760 г. в Гёттингене Иоганн Тобиас Майер опубликовал собственные движения восьмидесяти звезд на основе сравнения своих измерений, произведенных совместно с Лассалем, с измерениями Оле Рёмера, сделанными в 1706 г. Майер четко указал на одно важное следствие движения Солнечной системы среди звезд: те из них, которые находятся в направлении, примерно совпадающем с направлением нашего движения – направлением «солнечного апекса», – будут казаться более широко рассредоточенными и как бы исходящими из апекса. Те же, что находятся в противоположном направлении («солнечном антиапексе»), будут казаться приближающимися друг к другу, перемещаясь в сторону антиапекса. Каждый, кто знаком с телевизионным сериалом «Звездный путь» и его подражателями, имеет ясное представление о такого рода эффектах.

Майер не сумел увидеть в полученных им собственных движениях ничего, что соответствовало бы этой схеме, но Уильям Гершель, исследовав определенное количество звезд, наблюденных пятым Королевским астрономом Невилом Маскелайном, обнаружил в 1783 г. в точности то, что предполагалось. В том же году швейцарский астроном Прево показал: данные Майера позволяют получить аналогичный результат. (Гершель узнал об этом, когда удосужился прочесть статью Прево в «Astronomishes Jahrbuch» за 1786 г.) Гершель поместил солнечный апекс в определенную точку в созвездии Геркулес (расположенную немного севернее звезды λ Геркулеса). Апекс Прево находился на расстоянии 30° от нее, в то время как Георг Симон Клюгель в Берлине определил, что его апекс отстоит лишь на 4° от апекса Гершеля. Будучи рассмотренными вместе, все эти согласующиеся друг с другом результаты открывали замечательную новую перспективу изучения крупномасштабной структуры Вселенной.

В то время (как и сегодня) этот результат казался правильным, и все же в течение первых двух десятилетий XIX в. некоторые ведущие астрономы, включая Жана-Батиста Био и Фридриха Вильгельма Бесселя, утверждали, что доказательства, позволяющие прийти к такому выводу, не убедительны. Однако в более поздние годы того же столетия, по мере накопления все большего и большего количества данных, эти результаты были не только качественно подтверждены лучшими наблюдателями как Северного, так и Южного полушарий, но исходное положение апекса, определенное Гершелем, оказалось весьма близко к его уточненному положению. И когда, наконец, были получены данные о расстояниях до тех звезд, собственное движение которых анализировалось, оказалось возможным выразить как значение скорости Солнечной системы, так и ее направление. (Отто Струве принимал ее равной 154 миллионам миль в год, что соответствует 7,85 километра в секунду.)

Само собой разумеется, вся эта работа обладала только статистической ценностью, поскольку могли существовать (и в результате было доказано, что они действительно существуют) движения самих звезд друг относительно друга, не зависящие от нашего движения среди них. Сначала эта идея возникла как чистое предположение, выдвинутое еще до появления работы Гершеля. Томас Райт полагал, что Солнечная система обращается вокруг некоторого центрального тела; разрабатывались и другие альтернативные схемы, включающие в себя звезды и систему Млечного Пути, пока Гершель не остудил свое разгоряченное воображение холодной дисциплиной беспристрастного наблюдения.

Если задаться целью найти астронома XVIII в., переключившего все свое внимание на вопросы, изучение которых получило продолжение в XIX в., то этим человеком будет Уильям Гершель. В эпоху, когда астрономия, с одной стороны, все больше сплачивалась с наиболее развитой, практикуемой в то время передовой математикой, а с другой – становилась в высшей степени институализированной наукой, кажется почти невероятным, что любитель, находившийся почти полностью вне обеих этих традиций, сумел оказать весомое влияние практически на каждую область этой дисциплины. Фридрих Вильгельм Гершель (известный позже под именем Уильям) родился в 1738 г. в Ганновере в герцогстве Брауншвейгском – княжестве, которое с легкостью могло быть поглощено как Бранденбургом, так и Пруссией, если бы не его связи с английской королевской семьей: наследник королевы Анны Георг I принадлежал к Ганноверской династии. Гершель впервые посетил Англию в возрасте восемнадцати лет в качестве гобоиста в составе Ганноверской гвардии – полка его отца, находящегося на службе у англичан. Годом позже, спасаясь бегством от французской армии, которая нанесла поражение гвардейцам неподалеку от Хастенбека и захватила в плен его отца, Уильям на время переселился в Англию. Сначала он зарабатывал себе на жизнь переписыванием и уроками музыки, но затем самостоятельно освоил астрономию и телескопостроение, используя в качестве руководства знаменитый учебник Роберта Смита по оптике, о котором мы упоминали, когда писали о Галлее и Грэхэме.

За годы работы он настолько хорошо освоил шлифовку линз и зеркал, что к 1770‐м гг. владел телескопами, нисколько не уступавшими лучшим национальным образцам. Гершелем руководило не четкое представление о каких-то конкретных желаемых открытиях, а просто сильное желание посмотреть на то, что уже видели другие, и еще более – желание достичь вершин в каком-либо искусстве. Это чрезвычайно ценилось в современном ему обществе. Его помыслы были удовлетворены в полной мере. В 1782 г., после сравнения, проведенного в Гринвиче, Маскелайн признал: инструменты Гершеля превосходили все, что имелось тогда в Королевской обсерватории.

В 1772 г., еще будучи органистом в Бате на западе Англии, Гершель перевез из Ганновера свою младшую сестру Каролину, и она оказывала ему большую помощь, но на первых порах (в течение первых десяти лет) не столько как астроном, сколько как экономка. Она пыталась сделать карьеру певицы, но после того как Гершель добился высочайшей славы благодаря открытию в 1781 г. новой планеты, они переехали в тихую деревушку неподалеку от Виндзора. Там Каролина услышала от своего брата удручающее известие: она должна «пройти подготовку, чтобы стать помощником Астронома». Ко времени своей смерти она была уже вполне заслуженным астрономом. Каролина начала с копирования астрономических каталогов и других материалов, которые удавалось раздобыть Гершелю, кроме того, она оказывала помощь в регистрации и организации его наблюдений, сначала не слишком хорошо отдавая себе отчет в том, чем они занимались. Огромное количество записей наблюдений Уильяма, сделанных ее безукоризненным почерком, свидетельствует о ее ключевой роли в проводимых им исследованиях. Позже она помогала ему в работе по обработке и шлифовке больших зеркал. В 1782 г. по настоянию Уильяма, когда он не нуждался в ее помощи, она стала заниматься систематическим поиском двойных звезд, скоплений, комет, туманностей, и несколько открытых ею объектов были незнакомы Шарлю Мессье – величайшему охотнику за кометами своего времени, начавшему помечать неясные объекты, дабы не перепутать их с кометами. В 1787 г. король одарил Каролину жалованьем, составлявшим 50 фунтов в год. Аналогичную награду получил Уильям в 1781 г. Если считать, что именно жалованье превращает астронома в профессионала, то ее можно рассматривать как первую профессиональную женщину-астронома. Она начала свою собственную карьеру только годом позже, когда ей было предоставлено право самой решать, чем заниматься. Это случилось после того, как ее брат в возрасте почти пятидесяти лет женился на Мэри Питт – молодой вдове, живущей по соседству. Их партнерские отношения также оказались полезны для астрономии, хотя и по‐другому, поскольку их сыну Джону Гершелю, родившемуся в 1792 г., было суждено стать почти столь же знаменитым астрономом, как и его отец.

175

Уильям Гершель (1738–1822), по пастели Дж. Рассела (1794)

С 1786 по 1797 г., имея в своем распоряжении сначала весьма скромный телескоп, а затем большой инструмент с фокусным расстоянием 5 футов, построенный для нее братом, Каролина обнаружила по меньшей мере восемь новых комет. В 1797 г. она – по причинам, о которых мы можем только догадываться, – съехала из соседнего с братом небольшого дома и нашла себе другое жилье. В 1798 г. она занималась подготовкой к изданию звездного каталога Флемстида и время от времени помогала брату «прочесывать» небо в поиске туманностей и звездных скоплений. Когда они прекратили эту работу в 1802 г., то, судя по всему, это не она, а он почувствовал утомление от выполнения такой задачи, и, когда наконец каталог был опубликован в «Philosophical Transactions of the Royal Society», некоторые области неба остались необследованными. После смерти Уильяма в 1822 г. Каролина отредактировала бо́льшую часть его работ. Эта потрясающая женщина, никогда не искавшая случая привлечь к себе как можно больше внимания, умерла в 1848 г., лишь немного не дожив до девяносто восьми лет. Позднее ее племянник Джон Гершель увез ее 5-футовый инструмент на мыс Доброй Надежды.

Астроном-самоучка Уильям Гершель добился славы в возрасте чуть более сорока лет. Потратив много времени на инструментальное оснащение, он решил тщательно изучить все яркие звезды и туманности, перемещаясь почти пошагово от одного объекта к другому; со временем у него возникла идея пометить на карте, как они распределяются по всему небу. К 1779 г. он обследовал звезды до четвертой звездной величины; он проводил повторный обзор (это было стандартной запланированной процедурой), когда 13 марта 1781 г. обнаружил объект, который заведомо не являлся звездой. Сначала он предположил, что это – комета.

Надежным доказательством достигнутого им мастерства служит следующий факт: после того как Гершель объявил об открытии нового небесного тела, Маскелайн не смог измерить его положение относительно звезд сравнения, названных Гершелем, поскольку звезды были настолько тусклы, что подсветка перекрестья нитей в его микрометре затмевала их. Томас Хорнсби, наблюдавший в Рэдклиффской обсерватории в Оксфорде (самая красивая обсерватория Англии, построенная по модели Башни Ветров в Афинах), не сумел даже обнаружить этот объект. Приведенный Гершелем диаметр в 5 угловых секунд также оказался недоступным для проверки, настолько велико было превосходство даже весьма посредственного рефлектора Гершеля с 6,2-дюймовой апертурой над остальными телескопами. Французские астрономы потратили много времени на вычисление орбиты, но имеющиеся данные с трудом поддавались обработке, и стало очевидно: для решения этого вопроса требуется гораздо более долгий период. Чаша весов уже склонялась к итоговому решению, когда летом 1781 г. Андрей Иванович (Андерс Йохан) Лексель, императорский астроном из Санкт-Петербурга, находившийся в то время с визитом в Лондоне, произвел первый расчет в целом приемлемых элементов орбиты нового объекта.

176

Меццо-тинто Каролины Лукреции Гершель (1750–1848) по портрету кисти Тилеманна (1829)

После этого большинство профессиональных астрономов признали, что это была не кометная орбита и что Гершель является первым человеком, открывшим планету в обозримое историческое время. Ганноверец Гершель назвал ее Georgium Sidus в честь короля Англии Георга III, вышедшего из Ганноверской династии. На портрете 1794 г. (ил. 175) Гершель, отметим, держит в руках рисунок, на котором написано «Планета Георга со спутниками». В 1787 г. он открыл два спутника – Титанию и Оберон, а в 1798 г. обнаружил, что они движутся обратным движением. Планету предлагали назвать многими другими именами. Эрик Просперин из Упсалы даже предложил назвать ее «Нептун», а Лекселю нравилась идея названия «Нептун Георга III» или «Британский Нептун». По предложению берлинского астронома Иоганна Боде, несомненно считавшего ганноверское название слишком местническим, астрономы в итоге остановились на Уране, являвшемся, согласно мифу, отцом Сатурна и дедом Юпитера, именами которых названы ближайшие две планеты внутри его орбиты. Во Франции, главным образом под влиянием Лаланда, долгое время отдавали предпочтение названию «Гершелиум». На деле, в течение последующих по меньшей мере шестидесяти лет эту планету называли одновременно тремя различными именами, и реликт этого спора дошел до наших дней в виде двух различных символов, употребляемых для ее обозначения.

Гершель стал знаменитостью. Ему было пожаловано королевское содержание (оказавшееся ощутимо ниже его жалованья органиста в Бате), в обмен на которое ему время от времени следовало сообщать королевской семье новости и устраивать демонстрации. Именно это позволило ему переехать из его старого жилища поближе к королевской резиденции в Виндзорском замке. Позже он обосновался под Слау. Королевское содержание было не единственным источником его дохода; он занялся бизнесом по изготовлению телескопов на продажу и параллельно работал над еще более крупными зеркалами. Король выделил средства на крупнейший 40-футовый телескоп с диаметром зеркала 48 дюймов, на постройку которого у Гершеля ушло много труда и энергии (ил. 177). Площадь зеркала в четыре раза превышала ту, что была у его предыдущего телескопа, являвшегося до этого самым крупным в мире. Первые две попытки оказались неудачными, в первом случае расплавленный металл «спекулум» пролился на пол, после чего камни стали взрываться как шрапнель. В итоге изготовленное зеркало весило более полутонны, и когда оно наконец было введено в эксплуатацию, Гершель понял, что его громадный вес приводит к искажениям, воздействуя на оптические характеристики. Для обтачивания и полировки зеркала Гершель нанял команду из двадцати четырех рабочих, и в итоге, для завершения этой работы, он построил большой механизм. Инструмент был готов в августе 1789 г., и уже во вторую ночь наблюдений ученый обнаружил шестой спутник Сатурна (Энцелад). В это время готовилась к опубликованию работа Гершеля, посвященная туманностям, и он написал президенту Королевского общества сэру Джозефу Бэнксу, скромно попросив его внести дополнение к печатающейся работе: «P. S.: У Сатурна шесть спутников. 40-футовый рефлектор».

Огромным телескопом было сложно управлять, и в целом он оказался менее полезен для Гершеля, чем 20-футовый рефлектор. Им пользовались до 1815 г., а когда инструмент наконец обрел покой в одном из садов неподалеку от Слау, семья устроила ему заупокойную мессу внутри 12‐метровой трубы.

177

40-футовый телескоп Уильяма Гершеля, законченный в 1789 г. при финансовой поддержке короля Георга III. Вся конструкция была поставлена на колеса и могла вращаться с помощью устройства с зубчатой передачей. Обратите внимание на площадку наблюдателя у открытой части трубы. (В том, что по сей день называют рефлектором Гершеля, можно обойтись без вторичного зеркала или призмы, и наблюдатель располагается лицом к объективу – главному зеркалу.) Подъем телескопа осуществлялся с помощью канатов и блоков.

В начале 1780‐х гг. интерес, проявляемый Гершелем к светлым пятнам на небе, называемым nebulae (латинское слово, обозначающее «туман» или «облака»), был подстегнут переданным ему экземпляром каталога Мессье, включавшим сотню подобных объектов. Во многих отношениях это знаменовало собой начало абсолютно нового этапа космологического мышления. Для получения трехмерной модели Вселенной необходимо знать расстояния до звезд, но единственный достоверно известный факт, – это их чрезвычайная удаленность, что делает невозможным измерение параллакса. В таких обстоятельствах необходимо высказывать догадки, позволяющие судить об этом предмете, рассматривая вопросы, почти не имеющие отношения к астрономии как таковой, – например, принципы симметрии и аналогии. Гершель не был первым, кто ступил на эту территорию, открытую в двух направлениях. Мы видели, с какими серьезными проблемами столкнулись Ньютон и Бентли в вопросе реализуемости в бесконечной Вселенной гравитационного равновесия, рассмотренном ими в весьма общей форме. Галлей, а за ним и шведский астроном Жан Филипп де Шезо указали на парадоксальные последствия, касающиеся свечения ночного неба, не оставлявшие, грубо говоря, вообще места темноте. Эти абстрактные подходы дополнялись другими, которые начались с выяснения фактического строения системы звезд, образующих Млечный Путь.

По-гречески Млечный Путь называется galaxias, то есть по-нашему – «галактика». Удаленные звездные системы стали называться галактиками относительно недавно, а именно – когда появились доказательства того, что они имеют определенное сходство с нашим Млечным Путем. Путь к обретению этого знания был долог и многотруден. До появления телескопа большинство из тех, кто затрагивал эту тему, рассуждали о Млечном Пути как об облаке, но некоторые из них (даже такие ранние мыслители, как Демокрит) трактовали его как скопление очень близко расположенных друг к другу, а потому неразличимых слабых звезд. И даже когда с помощью галилеевского телескопа удалось в значительной степени разложить его на звезды, то в первое время общая структура этой системы не являлась предметом повышенного внимания. Однако после того как в середине XVIII в. о нем написали Райт, Кант и Ламберт, возник вопрос – а не является ли он элементом системы более высокого порядка, системы многих млечных путей.

Первый период истории отношения к туманностям до изобретения телескопа лишен глубоких содержательных разделов. Птолемей использовал термины «облакоподобный» или «туманный» для обозначения пяти или шести объектов в своем каталоге, четыре из которых в настоящее время классифицируются как истинные звездные скопления, а остальные – как другие объекты. Поскольку большинство более поздних каталогов, обладавших хоть какой-нибудь значимостью, являлось вплоть до появления каталога Тихо Браге тем или иным подобием каталога Птолемея, список туманностей оставался практически неизменным.

Шестерка Тихо содержала только один общий объект с большинством его предшественников, но он пропустил Туманность Андромеды, включенную еще в перечень ас-Суфи, составленный в X в. Симон Майр наблюдал ее в 1612 г. и, конечно же, мог видеть ее гораздо отчетливее, поскольку использовал для этого телескоп. Он описал ее как пламя свечи, просвечивающее ночью сквозь прозрачный рожок. В 1656 г. Гюйгенс обнаружил еще одну туманность в Мече Ориона, которой суждено было стать столь же знаменитой, как и Туманность Андромеды, хотя, как мы теперь знаем, она относится к объектам совсем другого рода – непосредственно прилегающая к ней область неба настолько темна, что ученому показалось, будто он смотрит сквозь дыру в небесах в пространство, сияющее за ними.

Количество обнаруженных туманностей росло, но не очень быстро. Например, списки Гевелия и Флемстида содержали только четырнадцать и пятнадцать объектов соответственно. Некоторые астрономы, похоже, проявляли незаурядный интерес к избранным туманностям в силу индивидуальных особенностей последних. Одним из таких исследователей был Галлей. Он говорил о пятнах, различимых в его телескоп, как о чем-то, что напоминает звезды, если смотреть на них невооруженным глазом, а на самом деле является светом, идущим от «невероятно огромного пространства, занимаемого эфиром; сквозь него просачивается яркий Медиум, светящий собственным блеском» – то есть без участия какой-либо заключенной в нем звезды. Он знал туманности, которые, судя по всему, светились благодаря находившимся в них звездам. Должно быть, отмечал он, в этих просторных и очень удаленных областях царствует вечный день. Эта мысль заставила его встать на защиту Моисея от тех, кто критически отзывался о картине сотворения мира, представленной в Библии, утверждая, будто Моисей ошибся, говоря о возникновении света до того, как Бог создал Солнце.

Но не все рассуждения были столь же продуманными, и когда 75-летний священник Уильям Дерем отбирал материал из различных источников, сдабривая его некоторыми собственными догадками, он возродил старую идею о звездах, являющихся, возможно, отверстиями в небесах, открывающими проход в некое расположенное за ними яркое пространство. Что же мешало применить такую же идею к туманностям, как это сделал Гюйгенс в отношении туманности, расположенной в Мече Ориона? Его предположение о том, что это пространство находится на гораздо большем расстоянии от нас, чем неподвижные звезды, было безосновательным. На это указал Мопертюи в своем аргументированном критическом возражении, в котором также подчеркивалась наша беспомощность в вопросах выяснения причин этих сияний при отсутствии четких представлений о расстояниях до них.

По мере того как совершенствовались телескопы, астрономы начали заниматься поиском и составлением перечней туманностей как объектов, представляющих самостоятельный интерес. В 1745–1746 гг. Шезо представил список из двадцати таких объектов, из которых как минимум восемь были истинными туманностями или скоплениями звезд, не описанными ранее. Гийом Лежантиль прибавил еще несколько туманностей, включая эллиптический спутник (эллиптической же) Туманности Андромеды. Лакайль, Мессье и Боде добавили новые, и все же к 1780 г., за сто семьдесят лет телескопических наблюдений, количество «настоящих» скоплений и туманностей было увеличено с девяти до всего лишь девяноста. Гершель же к концу своей наблюдательной программы нанес на карту 2500 туманностей.

Постепенно охота за туманностями стала преследовать свои собственные цели, хотя в течение долгого времени она считалась не такой почетной, как охота за кометами. Вряд ли стоит сомневаться в том, что Шарль Мессье, чей каталог подтолкнул Гершеля начать в 1783 г. свою двадцатилетнюю программу поиска туманностей, являлся прежде всего охотником за кометами, в 1760‐х гг. он был ведущим европейским экспертом в этом виде спорта. Он служил астрономом-наблюдателем Морской обсерватории в Отель де Клуни в Париже и имел на своем счету более дюжины комет, носящих его имя. К его величайшему сожалению, как говорят, необходимость дежурить у смертного одра жены стоила ему открытия еще одной.

Мессье начал составлять свой каталог туманностей, а также список двойных звезд лишь для избежания ошибок в поиске комет, поскольку туманности и кометы легко перепутать друг с другом. Когда в конце столетия Мессье упомянул о двух тысячах туманностей, нанесенных на карту Гершелем, он спокойно добавил, что это знание отнюдь не облегчит задачу охотникам за кометами. Таковы были приоритеты того века. Он пересмотрел старые списки и исключил из них наиболее сомнительный материал. Последняя публикация его каталога содержала 101 отдельное наименование, и хотя сами по себе они не представляли для него никакого интереса, тем не менее наиболее заметные туманности до сих пор называют по «номерам Мессье». Например, туманность в Мече Ориона обозначается как М42, в то время как Туманность Андромеды – М31, а ее спутник – М32.

Ньютон начинал с очень общих и малоубедительных космологических принципов, но они были гораздо лучше обоснованы, чем выдвинутые вслед за ним в XVIII в. Так уж получилось, что в первой половине этого столетия некоторое интеллектуальное превосходство оказалось отданным человеку с совершенно другой профессиональной квалификацией – Томасу Райту из Дарема. Сначала Райта отправили на обучение к часовому мастеру, но он самостоятельно изучил практическую астрономию в объеме, достаточном для успешного преподавания навигации и работы землемером. Последняя должность побудила его написать довольно качественную работу об английских и ирландских древностях, и во вторую половину своей жизни он работал архитектором, не имея никаких выдающихся заслуг в области астрономии. О нем до сих пор вспоминают в связи с этой наукой, поскольку его идеи главным образом были подхвачены и слегка подправлены другими.

В 1742 г. Райт подготовил «ключ к небесам» – книгу, в которой содержалось пояснение очень большого (2,2 квадратного метра) плана мироздания, каким оно являлось по его мнению. В 1750 г. он опубликовал свою наиболее известную работу «Оригинальная теория или новая гипотеза строения Вселенной». Райт особенно старался внести в свою схему религиозное измерение. Еще в 1734 г. в лекции-проповеди, проиллюстрированной одной из его больших бумажных схем, он отождествил божественный центр Вселенной с гравитационным центром, вокруг которого, как он полагал, движутся по своим орбитам Солнце и звезды. Это движение, косвенно подтверждаемое собственными движениями звезд, открытыми Галлеем, остроумно объясняло, почему Вселенная не коллапсирует на какое-то одно тело под действием сил гравитации – проблему, так волновавшую Бентли.

Млечный Путь в ранней модели Райта представлял собой поперечное сечение Вселенной, если смотреть на нее в направлении основного центра. Она не была продумана до конца, и в 1750 г. он видоизменил модель, поместив звезды (включая наше Солнце) в тонкую сферическую оболочку (ил. 178). Если смотреть внутрь или вовне оболочки, то можно увидеть лишь небольшое количество звезд, но если направить взгляд вдоль направления, параллельного тангенциальной плоскости оболочки, то звезды представляются очень плотно расположенными друг к другу. Это была довольно простая гипотеза, более или менее удачно объяснявшая наблюдаемое на самом деле. Млечный Путь, как известно, имеет местами клочковатую структуру и неоднороден, но предполагалось, что это неоднородности в самой вселенской оболочке. Однако, по мнению Райта, существуют и другие возможные модели. Одна из рассмотренных им моделей представляла собой плоское кольцо, нечто вроде тонкого среза сферической оболочки. Млечный Путь объяснялся как эффект, порождаемый взглядом, направленным вдоль какой-либо из касательных к кольцу, и вновь взгляд внутрь и вовне будет продуцировать только разреженное распределение звезд, хотя в данном случае перепады в истинном Млечном Пути будут воспроизводиться чуть лучше. Конечный итог рассуждений Райта: наша Вселенная может состоять из множества подобных звездных систем, каждая из которых обладает своим сверхъестественным центром.

178

Излюбленная модель Вселенной Томаса Райта, опубликованная в его книге «Оригинальная теория или новая гипотеза строения Вселенной» (1750). Справа (фрагмент гравюры XXVII в.) – полная модель, а слева (гравюра XX в.) приведен фрагмент, на котором по причине грандиозных размеров сферы он воспроизводит сегмент оболочки звезд, стиснутых между двумя параллельными уровнями. На обоих рисунках наблюдатель, находящийся в точке A, видит относительно небольшое количество звезд, когда смотрит в направлении B или C, и огромное их количество, когда смотрит в направлении D или E, что приводит к появлению иллюзии Млечного Пути.

Сохранившаяся рукопись («Переосмысление») демонстрирует, что эта схема не вполне его удовлетворяла. Согласно его новому предположению, божественный центр был окружен бесконечным количеством концентрических оболочек. Снаружи, как он полагал, каждая из них выглядит как раскаленное солнце, но изнутри они сплошь покрыты вулканами, которые мы воспринимаем как звезды и как Млечный Путь. Бог вершит свой суд, считал он, перемещая душу с какой-либо сферы на ту, что находится ближе к центру.

Посредством своих моделей Райт показал, сколь много гипотез может быть нафантазировано с помощью одного лишь пылкого воображения, и сколь ненадежны свидетельства, которые позволили бы правильно выбрать между ними. Похоже, что ни одно из этих соображений никак не обеспокоило величайшего философа Иммануила Канта. Кант ознакомился с книгой Райта по единственному источнику – рецензии, написанной на нее в одной гамбургской газете в 1751 г. Однако, так уж получилось, рецензент допустил ошибку в нескольких существенных моментах. В своей книге «Всеобщая естественная история и теория неба», опубликованной в 1755 г., Кант показывает, что он отказывается признавать сверхъестественную природу центра в теории Райта, а потому преобразует кольцевую модель последнего в модель диска. Ввиду шаткости оснований идей Райта из них невозможно было вывести никаких серьезных следствий, и Кант добавил к уже имеющемуся арсеналу определенное количество собственных абстрактных соображений.

Солнце и планеты Солнечной системы, считал он, могли возникнуть в результате сгущения некоторого разреженного первичного вещества (возможно, здесь имеет смысл вспомнить картезианскую теорию). Он привел весьма приблизительное, качественное «ньютоновское» объяснение того, как под действием гравитации эта диффузная материя могла собраться в диск до начала сгущения, и полагал, что этот процесс протекает во всей Вселенной. Таким образом, согласно Канту, Вселенная была задумана как нестационарная. Затем эволюция тел и сжатие солнц достигает критического момента, когда они взрываются, превращаясь в тонкую материю, после чего процесс повторяется сызнова. Он полагал, что этот процесс протекает на всем протяжении бесконечного пространства в ходе бесконечно длящегося времени. Этим концептам было суждено доставить ему массу проблем в его более поздних так называемых критических философских сочинениях.

Когда около 1749 г. Иоганн Генрих Ламберт впервые серьезно задумался над структурой Млечного Пути, он, если верить его собственным словам, ничего не слышал о работах Райта и Канта. Будучи ближе к Канту, Ламберт представлял структуру Млечного Пути в форме (собирающей) линзы, но Солнце и ближайшие к нему звезды, считал он, образуют подсистему в составе этого общего образования – одну из многих подобных подсистем. Аналогичным образом он предположил, что Млечный Путь – это член системы более высокого порядка, состоящей из других млечных путей. В отличие от Райта и Канта Ламберт был хорошим математиком. Он знал о трудностях, с которыми столкнулись Эйлер (одно время они работали вместе) и другие, разрабатывая теорию возмущения Юпитера и Сатурна, и решил, что внутри Солнечной системы должны действовать силы, исходящие извне. (Позже он попытался самостоятельно представить движение двух планет с помощью эмпирических уравнений и даже предвосхитил некоторые результаты, полученные в свое время Лагранжем, исходя из теоретических оснований.) Это укрепило его представления об иерархическом устройстве Вселенной, и хотя его рассуждения были исключительно умозрительными, он являл собой пример астронома, пытающегося ввести влияние крупномасштабного распределения материи во Вселенной в анализ конкретных локальных событий.

Идеи Ламберта были опубликованы в 1761 г. в книге «Cosmologische Brife» («Космологические письма») и обрели популярность как в Германии, так и за ее пределами, поскольку их перевели на французский, русский и английский языки. Неизвестно, когда Гершель впервые наткнулся на эту работу, но в любом случае в то время шло широкое обсуждение проблемы туманностей: можно ли их также разрешить на звезды? Когда он занимался изучением туманностей в 1780‐х гг., его телескопы лучше всего подходили для ответа на этот вопрос, чем какие-либо еще во всем мире, и вскоре, к его радости, он обнаружил, что многие из них (в порыве воодушевления он сказал: «большинство») действительно разрешаются. Однако в 1790 г. он выступил с подтвержденными опасениями в наличии и другого класса туманностей, поскольку впоследствии он обнаружил, что некоторые из них очевидным образом представляют собой светящееся газовое облако с единственной центральной звездой. Это открытие не отменило истинность предыдущего, но внесло известную неопределенность в лексикон, используемый другими участниками дискуссии.

Скопления звезд хорошо согласовывались с идеей процесса собирания материи под действием гравитации, который завершался в местах, где звезды первоначально были ближе друг к другу, чем обычно. Он обнаружил такие скопления и в самом Млечном Пути. В серии статей, опубликованных между 1784 и 1789 гг., он представил доказательства и анонсировал предварительные выводы своего исследования Млечного Пути в целом.

Как ему удалось очертить его контур без знания расстояний до звезд? Он принял два допущения: 1) его телескоп способен проникать в самые далекие пределы Млечного Пути, и 2) звезды в пределах нашей звездной системы распределены равномерно. Исходя из этих предположений, его программа сводилась к подсчитыванию звезд внутри одинаковых участков неба, расположенных внутри соответствующего ему (телесного) угла. Он называл такой подсчет звезд «черпками». Использованный им 20-футовый телескоп-рефлектор обладал полем зрения около 15 минут дуги. Иногда он не видел ни одной звезды в таком сегменте или регистрировал пару-тройку звезд, однако был и такой участок, в котором он зарегистрировал целых 588 звезд. Он взял образцы подобных черпков из более чем 3000 участков на небе. Гершель конечно же понимал: допущения, лежащие в основе его звездных черпков, не отличаются безукоризненностью, но он надеялся на то, что они позволят получить статистически приемлемые результаты, и действительно, если бы мы сегодня ничего не знали о методе, с помощью которого был получен его первый рисунок, датируемый 1785 г., мы решили бы, что он добился довольно крупного успеха (ил. 179).

179

Сечение Галактики по рисунку из статьи Уильяма Гершеля, опубликованной в 1785 г.

Вызывает определенное сожаление следующий факт: по мере того как совершенствовалась техника Гершеля и после того как начиная с 1789 г. он стал использовать 40-футовый телескоп, его уверенность в сделанной ранее работе пошатнулась. Принцип равномерного распределения оказался неприемлемым, и новый телескоп обнаружил очень много звезд в черпках. Поэтому он не мог гарантировать, что создание еще более мощного телескопа не добавит к ним другие звезды. Однако он все еще держался за свою веру в сгущение и скучивание под действием гравитации, поскольку чем дольше он наблюдал, тем больше находил примеров как одного, так и другого, то есть – как туманностей с единственной звездой в центре, так и звезд в скоплениях, поддававшихся разрешению. Он обнаружил области, расположенные на противоположных сторонах неба, которые казались чрезвычайно густонаселенными, и эти свидетельства наряду с другими полученными им доказательными материалами хорошо согласовывались с тем, что сегодня называют спиральной формой нашей Галактики. В статье 1814 г. он обратил внимание на то, каким образом скопления звезд располагаются относительно плоскости Млечного Пути (рассеянные скопления, как мы сегодня понимаем, являются частью нашей Галактики). Он считал, что им угрожает опасность подойти на слишком близкое расстояние к нашему галактическому центру под действием сил гравитации и таким образом положить конец Млечному Пути. Однако эти опасения снимаются, если принять во внимание динамические (вращательные) эффекты. Как бы к этому ни относиться, это означало, что наконец-то настало время полноценной наблюдательной космологии.

Другие астрономы приняли эстафету черпков от Гершеля. Джон Гершель продолжил работу своего отца в Южном полушарии в Фельдхаузене – в старинном поместье на юго-востоке от Кейптауна (ил. 180). Астрономическую традицию учредил на этом мысе Лакайль, работавший здесь с 1751 по 1753 г., а в 1820 г. на нем была основана британская обсерватория с практической целью улучшения навигации в южных водах. Находясь на мысе, Джон Гершель использовал отцовские телескопы, включая 20-футовый рефлектор и меньшие инструменты, когда-то столь успешно применяемые его тетей Каролиной; в целом он придерживался того же метода, что и Гершель-старший. Джон Гершель был прекрасным математиком и, вероятно, добился бы известности на этом поприще, если бы не обратился к астрономии из уважения к отцу. Он обучился у отца мастерству изготовления зеркал и самостоятельно сделал несколько больших телескопов. К 1838 г. его каталог насчитывал 1707 туманностей и скоплений, 2102 двойные звезды, и, продолжая собирать черпки, он насчитал 68 948 звезд в 2299 секторах обзора. Он обратил внимание на то, что Южное полушарие богаче звездами, чем Северное. Позже Отто Вильгельм Струве подтвердил многие из его заключений, в частности расположение Солнца не в галактической плоскости – оно немного смещено относительно этой плоскости к северу.

180

Двадцатифутовый телескоп Джона Гершеля в Фельдхаузене на мысе Доброй Надежды. Он проводил там свои наблюдения в период с 1834 по 1838 г.

Струве объединил наблюдения Гершеля с другими наблюдениями, произведенными Бесселем и Фридрихом Вильгельмом Августом Аргеландером для нахождения формулы, выражающей явную тенденцию ярких звезд располагаться вблизи плоскости Млечного Пути. Струве был продуктивным и необычайно энергичным астрономом, с молоком матери впитавшим традицию проведения систематических звездных обзоров, чему его научил его отец Фридрих Георг Вильгельм Струве – директор новой Пулковской обсерватории, располагающейся недалеко от Санкт-Петербурга в России. Пулково, основанное в 1838 г. под патронатом царя Николая I, оснастили 38-сантиметровым (15-дюймовым) телескопом-рефрактором, который на то время являлся самым большим в мире. В то время на счету двадцатилетнего Отто уже был двухлетний опыт работы в Дерптской обсерватории. Он провел в Пулковской обсерватории пятьдесят лет и стал отцом двух широко известных астрономов и дедом еще двух. В следующей главе мы подробнее поговорим об этой династии и связи между Дерптом и Пулково. Здесь уместно будет отметить громадное влияние, которое оказали на Отто Вильгельма Струве образцовая работа Уильяма Гершеля и заложенные им методы. Полностью разделяя взгляды Гершеля на образование звезд, Струве провел ряд интенсивных исследований Большой туманности в Орионе. Она, как ему казалось, могла являться многообещающим очагом рождения звезд, находящимся в пределах досягаемости телескопа, и в которой он, по его утверждению, зарегистрировал в 1857 г. изменения, имевшие место за время его исследований. Он уделял значительно меньшее внимание звездным системам и, по всей видимости, являлся типичным представителем астрономического большинства своего времени, решительно настаивая на том, что Млечный Путь – уникальная система, простирающаяся, вполне возможно, на бесконечное расстояние.

Пристальное внимание к двойным звездам со стороны как Уильяма, так и Джона Гершелей (они использовали микрометр для определения расстояния между ними и позиционного угла) было связано с тем, что они надеялись обнаружить таким образом хоть какой-нибудь намек на способ определения расстояния до звезд. В 1767 г. Джон Мичелл опубликовал статью, в которой указывал на частотность тесных звездных пар – они встречаются гораздо чаще, чем следовало ожидать, исходя из предположения о равномерном распределении звезд в пространстве. Вывод (интересное раннее свидетельство использования статистической аргументации в астрономии) был таким, что звезды, которые кажутся нам близко расположенными друг к другу, скорее всего, таковыми и являются. Мичелл, будучи настоятелем церкви неподалеку от Лидса на севере Англии, предпочел оставить читателю право самостоятельно выбрать между двумя альтернативами: либо это результат работы какого-либо общего закона, вполне возможно, что закона притяжения, либо это закон самого Создателя. Астрономы, как правило, пропускали мимо ушей вторую альтернативу и отзывались о Мичелле как о человеке, доказавшем существование физически двойных звезд.

У Мичелла, неоднократно принимавшего Гершеля в качестве гостя, до того как тот переехал в Бат, было дополнительное основание для проведения такого различия, поскольку в 1784 г. он выдвинул довод, из которого следовало то, что сегодня могло бы быть расценено как вполне удовлетворительный способ определения приблизительного расстояния до звезд. Сатурн, находящийся в противостоянии к Солнцу, говорил он, обладает примерно такой же яркостью, как и Вега. Расстояние до Сатурна в этой конфигурации было известно и составляло порядка 9,5 расстояния от Земли до Солнца (9,5 а. е.), а угловые размеры Сатурна равнялись примерно 20 угловым секундам. Исходя из предположения, что Вега обладает такой же абсолютной яркостью, как и Солнце, и что Сатурн отражает на Землю всю (или известную долю) падающего на него света, не представляет труда рассчитать расстояние до нее. Для этого необходимо использовать закон обратных квадратов для яркости, установленный за полвека до этого в великолепной работе Пьера Бугер. На самом деле, об этом законе говорил уже Кеплер, но Бугер, королевский профессор гидрографии в Париже, был первым, кто превратил астрономическую фотометрию в точную экспериментальную дисциплину.

Это не так уж плохо, когда вопросы, касающиеся фотометрии, обсуждаются с оглядкой на случаи неправильного использования в астрономических текстах соответствующей терминологии, особенно когда речь идет о слове «яркость». Яркость звезды, которая является, по сути, точечным источником, может быть определена в категориях интенсивности испускаемого ею излучения или интенсивности излучения, непосредственно полученного от нее. С другой стороны, яркость протяженной поверхности должна определяться иначе. Называемая иногда «абсолютной яркостью», иногда «блеском», а иногда «светимостью», она обычно определялась как количество света, излученного или переизлученного заданной площадью поверхности. В идеале, когда излучение, исходящее от поверхности, распределяется равномерно во всех направлениях, как это происходит в случае матовой поверхности, возможно строго показать, что (парадоксально, но факт) поверхность будет обладать одинаковой яркостью, под каким бы углом мы ее ни рассматривали. Вряд ли будет уместно излагать здесь начала фотометрической теории (в данном случае закон косинусов Ламберта), но необходимо хотя бы вкратце отметить, что обычно бывает полезно предварительно обговорить неясности, которые могут возникнуть, когда мы сравниваем «яркость» звезды с яркостью Луны, Солнца или какой-либо планеты.

Расстояние, которое Мичелл получил для Веги, оказалось равным примерно 460 000 астрономических единиц. На деле, как мы теперь знаем, Вега во много раз ярче Солнца, и в 1837 г. Ф. Г. В. Струве показал с помощью тригонометрических измерений, что расстояние до нее превышает оценочное значение Мичелла примерно в четыре раза, и единственной мало-мальски верной оценкой расстояния до звезд было значение, полученное Ньютоном для Сириуса.

Подход Мичелла к двойным звездам представлял собой резкий контраст по сравнению с тем, который порой выводил Гершеля из себя, когда он исследовал двойные. Галилей и другие астрономы надеялись использовать «оптические двойные» (если применять современный термин для звезд, которые случайным образом располагаются почти на одной линии, если смотреть на них с Земли), полагая, что слабый удаленный компонент может быть использован как эталон для сравнения. Он, как предполагалось, будет помечать неподвижную точку, относительно которой можно будет измерить колебания положений гораздо более близкой звезды. Ожидаемые отклонения должны были возникнуть в результате обращения Земли вокруг Солнца, что, как предполагалось, позволило бы определить звездный параллакс. После кропотливого поиска, предпринятого вместе с Каролиной, Гершель опубликовал три каталога двойных звезд (в 1782, 1785 и 1821) с 848 наименованиями. После появления первого каталога Мичелл обратил внимание на свое рассуждение, которое было изложено выше, и в 1802 г. Гершель, произведя повторное измерение своих двойных, с удивлением обнаружил, что многие из них демонстрируют относительное движение, не имеющее ничего общего с параллактическими смещениями, то есть не являющееся результатом годового движения Земли. (Для уточнения деталей см. ил. 57 в главе 4.) Это был первый шаг на пути к доказательству существования звезд, движущихся друг относительно друга по гравитационным орбитам, и существования гравитационного притяжения далеко за пределами Солнечной системы.

Гершель надеялся на то, что относительный блеск звезд может служить показателем их относительных расстояний в соответствии с законом обратных квадратов. В течение долгого времени он разделял широко распространенное убеждение, будто для определения относительных расстояний можно руководствоваться звездными величинами. Например, звезды третьей величины находятся от нас в три раза дальше, чем звезды первой величины. В 1817 г. он разработал оригинальную процедуру сравнения яркостей: он направлял на две звезды почти одинаковые телескопы и постепенно сокращал апертуру телескопа, направленного на более яркую звезду, до тех пор пока эти две звезды не начинали казаться равными друг другу по яркости. Его наблюдения за двойными звездами привели к из ряда вон выходящим результатам. Если мы убеждены в том, что две звезды обращаются друг относительно друга и одна кажется во много раз ярче другой, то это различие в яркости должно быть абсолютным. Однако, как это ни прискорбно, данные, полученные Гершелем посредством его фотометрических сравнений, привели его к такому распределению звезд в пространстве, которое он считал неприемлемым. Получалось, что он сам опроверг одно из главных допущений, ранее позволивших ему начертить структуру Млечного Пути.

Мы уже видели, как движение Солнца среди звезд сказывается на их собственных движениях, как солнечный апекс обозначает точку, от которой радиально расходятся едва заметные кажущиеся движения звезд, и как антиапекс обозначает точку, в которую как будто бы сходятся звезды, расположенные в противоположной части неба. Существует простая зависимость, связывающая собственные движения звезд, вызванные этим эффектом (исчисляемая, скажем, в секундах дуги за столетие), со скоростью Солнца и расстоянием до звезды. Собственные движения поддаются измерению, и если знать расстояние до звезды, то можно найти скорость Солнца. Как бы то ни было, и скорость Солнца, и направление должны обладать единственными в своем роде значениями по отношению к системе звезд в целом и не зависеть от собственного движения звезды, из которого они выведены (при условии что Солнце является единственной движущейся звездой). Если это не выполняется, то возникает необходимость в проведении своего рода статистического анализа. Если не принимать во внимание местные движения, то все звезды должны давать для скорости Солнца один и тот же ответ в случае, если расстояния до них были оценены правильно. Однако когда Гершель вывел относительные расстояния, основываясь только на яркости, он пришел к очень противоречивым результатам. Поэтому лучшее, что он мог сделать, заключалось в нахождении статистически приемлемого значения для скорости Солнца.

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

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

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

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

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

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

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

Одна из наиболее сложных проблем небесной механики XVIII в., действовавшая как постоянный стимул для дальнейшего развития, также касалась неравенств в движении Луны. Среднее движение Луны, усредняемое за весьма долгий период (скажем, за тысячелетие, а не за сто лет), является не постоянной величиной, если сравнивать значения, разделяемые очень большими временными интервалами, а несколько ускоряется. Подозрение в этом впервые высказал Эдмонд Галлей около 1693 г. на основании сравнения данных о затмениях, зарегистрированных в Античности, с тем, что давали в отношении тех же затмений лучшие современные таблицы. В 1749 г. Ричард Данторн вновь оживил интерес к этому предмету и привел дополнительные античные данные, подтверждающие подозрения Галлея. Ускорение было крайне незначительным, и его небольшое значение служит полезным критерием для оценки прогрессивного развития астрономической точности. Данторн установил для него величину всего лишь 10″ за столетие, а другие астрономы, работавшие в конце XVIII в., такие как Майер и Лаланд, были согласны в том, что эта величина должна лежать в интервале между 7″ и 10″ за столетие. Но какова его физическая причина? В 1770 г. Парижская академия объявила о премии за решение этой проблемы, которую получили Эйлер и его сын Иоганн Альбрехт. Однако у них сложилось впечатление, что их доказательство постепенного («векового») ускорения Луны не может быть объяснено через ньютоновские гравитационные силы.

Здесь снова возникло нечто, похожее на кризис ньютоновской науки, и эта тема была предложена Академией в качестве призовой в 1772 г. На этот раз ее получили Эйлер совместно с Лагранжем.

Жозеф Луи Лагранж родился в итальянской семье французского происхождения в Турине (Италия). (Его французское имя представляет собой только последний вариант непрерывно изменяющегося набора фонем.) Еще до того как ему исполнилось двадцать лет, он обратил внимание на свои математические таланты, вступив в переписку с Эйлером. Последовав примеру Эйлера, он применил в 1760‐х гг. несколько собственных гениальных методов к изучению движения Луны, а также к изучению возмущений Юпитера и Сатурна, что снискало ему премию Парижской академии и широкую известность. Для него нашли место в Берлине благодаря дружбе д’ Аламбера с королем Пруссии Фридрихом II. Эйлер, который собирался оставить должность в Берлине накануне переезда в Санкт-Петербург, не сумел убедить его последовать за собой, но в Берлине у него осталось несколько энергичных коллег, включая Иоганна Ламберта, чьи космологические идеи мы уже рассматривали. Вскоре феноменальный математический талант Лагранжа стал очевиден для всех. В 1772 г. он разделил с Эйлером премию Академии за сочинение, посвященное проблеме трех тел, рассмотренную в данном случае на примере движения Луны. На сей раз Эйлер в своем эссе от 1772 г. выдвинул идею, что нет никакой возможности объяснить вековое ускорение Луны через гравитацию, но в пространстве должен существовать некий эфирный флюид, оказывающий сопротивление движению Луны и Земли. Лагранж предложил свое решение проблемы трех тел, но не смог объяснить векового ускорения.

В 1774 г. Академия опять объявила о присуждении премии за решение этой проблемы, и Лагранжу снова удалось получить ее, приняв в рассмотрение то, каким образом форма Луны может воздействовать на ее движение. Такое же рассмотрение было проведено им и в отношении Земли. Тем не менее он не нашел объяснения векового ускорения и, изучив относящиеся к этому исторические свидетельства, заявил, что сама идея весьма сомнительна, а потому должна быть отброшена.

Череда академических премий продолжала привлекать сочинения высочайшего качества, но Лагранжа стали утомлять затруднения, которые они создавали в его работе, и он предпочел заняться независимым написанием собственных трудов. В последний раз он выиграл эту премию в 1780 г., получив ее за важное исследование возмущения кометных орбит в результате воздействия, оказываемого планетами. Он внес величайший вклад в планетную теорию Ньютона, издав несколько дополнительных мемуаров. Ему удалось уцелеть в беспокойные революционные годы, когда в 1787 г. судьба забросила его в Париж. Там он стал членом Бюро долгот и смог оказать помощь в обеспечении практических потребностей астрономии, таких как составление эфемерид, чему он научился еще в Берлине. Он был удостоен чести получить награду от Наполеона, а после смерти, наступившей в 1813 г., надгробную речь в его честь произнес в Пантеоне Пьер-Симон Лаплас, уже решивший к этому времени проблему, которая так долго не давалась Лагранжу и остальным.

Лаплас родился в Нормандии, где он обучался в университете в Каннах, пока не переехал в 1768 г. в Париж по рекомендации д’ Аламбера. Серия блестящих математических работ, которые он опубликовал в течение пяти лет, привела его к избранию в Парижскую академию наук. Он писал об интегральном исчислении, о небесной механике и о теории вероятностей. Серия томов его «Mécanique céleste» («Небесная механика») выходила с 1799 по 1825 г., и в них, как и в своих ценных сочинениях по физике, он весьма активно использовал множество математических приемов, разработанных самостоятельно, которые до сих пор широко применяются и носят его имя. Работы Лапласа были слишком важны, чтобы остаться незамеченными в англоговорящем мире, и перевод первых четырех томов, сделанный бостонским математиком и астрономом-самоучкой Нафанаилом Боудичем, оказался весьма неплох.

Лапласа ничто не увлекало, кроме его несравненного гения, в результате чего он лишился многих друзей, но осознавал необходимость сделать математические науки доступными для широкой аудитории, и одну из своих наиболее популярных работ он приспособил для легкого чтения – «Exposition du système du monde» («Изложение системы мира», впервые опубликована в 1796 г.). Она была посвящена очень широкому кругу космологических вопросов. Его работа в области математической астрономии достигла своего пика в революционный период во Франции, и он имел возможность оказать очень значительное влияние на организацию интеллектуальной жизни Франции на всех ее уровнях. Во времена империи Наполеон удостаивал его всевозможных почестей и обсуждал с ним астрономические вопросы (по слухам, однажды такой разговор состоялся прямо на поле битвы). Однако титул маркиза он получил только после возвращения Бурбонов и высылки Наполеона.

Когда Лаплас приступил к изучению возможного ускорения движения Луны, он начал с отклонения утверждений скептиков, что исторические свидетельства его существования ненадежны. Он также отклонил предложенное ранее решение, согласно которому этот эффект был не более чем иллюзией, порождаемой замедлением вращения Земли в результате трения, предположительно производимого земными ветрами. Почему же в таком случае, задался вопросом он, также не увеличивались средние движения планет? Ответа не последовало. Что касается эфирного флюида, о котором упоминал Эйлер, то Лаплас отверг его из‐за отсутствия независимых доказательств. Короче говоря, он честно занялся решением этой проблемы в том виде, в каком она существовала тремя поколениями ранее.

Тем не менее ему не удалось решить ее, и поэтому он пошел на внесение изменения в закон гравитации Ньютона. Сила гравитации, оказываемая одним телом на другое, как обычно предполагалось, действует мгновенно, но что если для оказания этого воздействия ей требуется конечное время? Это, как показал Лаплас, могло привести к вековому ускорению Луны, но только в том случае, если скорость действия гравитации больше скорости света в восемь миллионов раз. (Кроме того, как он показал, вековое ускорение можно объяснить и другими способами, если принять, что скорость гравитации превышает скорость света в пятьдесят миллионов раз, в противном же случае доказать ее существование невозможно.) Его не вполне удовлетворяло это решение, которое, как и эфир, никак нельзя было считать самоочевидным; но затем, в 1787 г., он нашел гораздо более приемлемую альтернативу. Форма земной орбиты, как он обнаружил, изменяется; по сути, он выяснил, что значение эксцентриситета эллипса уменьшается, и ему удалось связать этот эффект с постепенным уменьшением продолжительности месяца. Этот анализ был дополнен проведенным им исследованием движения спутников Юпитера. (На деле, Юпитер учитывался при расчете поведения нашей собственной Луны.) Он рассчитал теоретическое выражение для векового ускорения Луны, которое во времена его жизни давало значение около 10,1816″, близкое к лучшим историческим свидетельствам; и он показал, что примерно через 24 000 лет вековое изменение сменит знак, и месяц начнет удлиняться.

181

Пьер-Симон маркиз де Лаплас (1749–1827)

Когда Лагранж прочел работу, в которой объявлялось об этих открытиях, он пересмотрел свою раннюю работу 1783 г. и обнаружил упущение, дающее при правильном использовании почти такой же результат, как у Лапласа. Спустя много лет «первооткрыватель Нептуна» Джон Куч Адамс показал, что теория Лапласа не может объяснить все известные эффекты, но его достижение бесспорно имело важное значение и в течение долгого времени рассматривалось как шедевр небесной механики.

К чести Лапласа, у него было множество других заслуг в области теории тяготения. Например, он не только обнаружил связь между формой Земли и некоторыми нарушениями движения Луны, но и приложил это наряду с вращением Земли к теории приливов. Одним из величайших его достижений было объяснение особых колебаний орбитальных скоростей Юпитера и Сатурна. Он обнаружил, что они возникают в результате любопытной зависимости между периодами обращения планет, пятикратный период Юпитера почти в точности равен двукратному периоду Сатурна. Однако одно из его высочайших достижений, по всей видимости, затрагивает вопрос, вызывавший большую обеспокоенность у тех, кто пытался связать астрономию с естественной религией. Это была его работа, посвященная устойчивости Солнечной системы. Способна ли она существовать вечно, без вмешательства божественного часовщика? Лейбниц подтрунивал над Сэмюэлем Кларком, упоминая о несовершенстве ньютоновской Вселенной, которая, по его словам, нуждается в том, чтобы Бог время от времени заводил ее механизм, а это содержало скрытый намек: Бог – грубый ремесленник.

Вопрос устойчивости был достойной проверкой на совершенство математического мастерства. Лаплас весьма активно использовал метод Лагранжа – введение в качестве переменных шести элементов планетных орбит (эксцентриситета, положения афелия и других определяющих его параметров) – и в 1773 г. был готов к доказательству того, что даже если элементы одной из планет будут возмущены другой планетой, ее среднее расстояние от Солнца не изменится сколько-нибудь значительно и на протяжении тысячелетий. В течение нескольких следующих лет Лаплас сосредоточился на этом вопросе, применив более сложные теоремы, имеющие отношение к расстояниям, эксцентриситетам и углам в орбитальных плоскостях, и, судя по всему, вновь пришел к аналогичному выводу: Солнечная система в высшей степени устойчива. Он показал, что в Солнечной системе существует плоскость, относительно которой осциллирует вся система. В более поздних исследованиях было принято во внимание действие трения приливных сил и снова сочтено необходимым дать более точное определение доводам Лапласа, но общая схема его анализа осталась неизменной, что в глазах великих последователей Ньютона, работавших на протяжении столетия после его смерти, стало замечательным свидетельством истинности его достижений.

В произведении Лапласа «Exposition du système du monde» приводится нематематическое изложение его главной работы, а также множество новых идей. В книге V этого неоднократно пересматриваемого труда приводится обзор вопросов, которые он нигде не рассматривал математически; она состоит из пяти глав с тщательно отобранным материалом по истории астрономии и шестой, заключительной, главы, выражающей его новые идеи по широкому кругу космологических вопросов. Эта последняя глава, насчитывающая только одиннадцать страниц, привлекла внимание как широкой аудитории, так и профессиональных астрономов, особенно в том, что сегодня обычно называют «небулярной гипотезой» Лапласа. Предоставив полную свободу действий своему воображению, он, совершенно очевидно, вдохновлялся некоторыми из идей молодого преподавателя, зоолога барона Жоржа Кювье. Если Кювье пытался показать, как сохранились живущие ныне виды, то Лаплас хотел продемонстрировать, что законы природы могут гарантированно обеспечить продолжительное существование Солнечной системы, а следовательно, и всей Вселенной. Это была мысль, которую он считал частично вытекающей из его теоретической работы, посвященной устойчивости Солнечной системы, поскольку для этого не требовалось вводить какие-либо внешние причины.

Поколением ранее французский натуралист Жорж-Луи Леклерк де Бюффон размышлял о происхождении планет в нашей системе. Он предположил, что комета, столкнувшись с Солнцем, вырвала из него материю, которая затем остыла и сконденсировалась в планеты. Подход Лапласа к этому вопросу был более всеобъемлющим. Ввиду громадности нашей системы он решил, что материя, из которой сформировались кометы, должна являться неким подобием атмосферы или флюидом, охватывающим эту атмосферу (предположительно, солнечную атмосферу). В этом случае планеты будут формироваться в результате сжатия в плоскости солнечного экватора, каждая планета удерживает рядом с собой свою атмосферу, из которой могут сформироваться спутники. Кометы тоже могут сформироваться по примеру планет, но не все из них движутся одинаковым образом: кометы с вытянутыми орбитами, скорее всего, будут в конечном счете попадать на свои орбиты случайным образом. Однако случайность, как он продемонстрировал в гениальной части своего анализа, легко доступной для рядового читателя и занимающей не более страницы последней короткой главы, не может быть альтернативой формированию системы как единого целого.

Он рассмотрел орбиты семи известных к тому времени планет (включая Уран) и их четырнадцати спутников – тех, что были открыты ко времени публикации первого издания его книги в 1796 г. Все они обращались примерно в одной и той же плоскости и (как он ошибочно думал) в одном и том же направлении, и это направление совпадало с направлением вращения Солнца, Луны, пяти планет, а также колец и внешних спутников Сатурна. (Как упоминалось ранее, обратное движение Титании и Оберона, спутников Урана, Гершель открыл только в 1798 г.) Таким образом, имелось 29 известных круговых движений, а значит 2²⁹ возможных ориентаций направлений вращения. Если бы все было предоставлено случаю, то вероятность того, что только одна планета из 29 будет двигаться в обратном направлении, составляла бы 2^-29 против 1, другими словами, оказалась бы маловероятной. (Но вероятность этого, отмечал он, несравнимо выше вероятности многих исторических событий, в истинности которых мы никогда не сомневались.) Это если говорить с точки зрения случая. Но наш опыт показывает: мир не таков, каким он был бы, если бы всем правил случай, а потому мир таков, как если бы он управлялся некой первопричиной. Другие вероятностные соображения, например тот факт, что все эксцентриситеты планетных орбит относительно малы, приводят к тому же выводу.

Мы уже видели, что ученый понимал под этой причиной. Он охарактеризовал ее в своей небулярной теории. Со временем, он должен был понимать, она будет оспорена, но даже если бы ее развенчали еще при его жизни, он хотел оставить за собой право гордиться своими доводами в пользу каузальной монолитности системы. На самом деле, хотя его небулярная гипотеза разделялась многими сторонниками, она раздражала значительное количество религиозных фундаменталистов, и со временем было признано, что она плохо согласуется с данными о массах и энергиях Солнца и планет. На долю планет приходится только одна тысячная часть массы Солнечной системы, но при этом 98 процентов общего момента импульса – гораздо больше, чем требовали идеи Лапласа. Несомненно, он нашел бы этому объяснение.

И последнее соображение, касающееся слов «небула» и «небулярный». Гипотеза Лапласа была «небулярной» в том смысле, что атмосфера представляла собой некое облако, и являлась «небулой» именно в этом смысле, а не в смысле туманных, едва различимых лучистых пятен, которые можно увидеть на небе в сильный телескоп. Лаплас предпочитал говорить об «атмосферах», но словосочетание «небулярная гипотеза» использовалось настолько часто, что считается чуть ли не обязательным продолжать употреблять его. Сам он был почти готов применить свою гипотезу к открытым Гершелем туманным объектам – «небулам», где удалось выявить очевидные точки конденсации. Представляется маловероятным, чтобы наблюдения Гершеля служили источником вдохновения для этого величайшего математика и астронома.

Изготовление звездных карт образовало самостоятельный жанр; к XVII в. этот жанр отчетливо разветвился на два. Оба они многим обязаны древним перечислениям ярких звезд с указанием координат, как это делалось по традиции, заложенной Птолемеем и ас-Суфи, но если серьезно мыслящие астрономы были больше обеспокоены измеренными координатами, то перед приверженцами иллюстративных изображений созвездий открывался гораздо более широкий простор для деятельности. Тот же самый двойственный подход эксплуатировался издателями земных атласов, часто издававшихся в паре со звездными. К середине XIX в. профессиональные астрономы практически полностью отвергли иллюстративный аспект картографирования – можно назвать чудом то, что они столь долгое время заботились о нем. К концу столетия большинство из них потеряли интерес даже к производству очень больших печатных листов, которые начали выпускать немецкие обсерватории со всеми зарегистрированными положениями звезд, звездными величинами, названиями и другой информацией, должным образом наносимой на них. Период расцвета иллюстративных карт охватывает не более чем XVII, XVIII и половину XIX в., в ходе которых были произведены десятки вариантов, хотя большинство из них напрямую срисованы с очень незначительного числа образцов, превосходящих остальные.

Мы уже видели ранее, как аскетические карты Пикколомини из его «Книги неподвижных звезд» (De le stelle fisse, 1540) порвали с иллюстративной традицией, столь прекрасно представленной на печатных звездных картах Альбрехта Дюрера (1515) и работах, на первый взгляд, почти неотличимых от дюреровских – таких, как карты Апиана (1540) и Хонтера (1541). В 1588 г. Джованни Галлуччи последовал примеру Пикколомини наносить звезды поверх координатной сетки участка неба определенных размеров вместо того, чтобы покрывать все полушарие, хотя Галлуччи использовал, где это было возможно, координаты звезд Коперника и добавил к своим звездам грубо сделанные рисунки созвездий. Иллюстративные элементы – это то, что привлекает взгляд непритязательного ценителя качества изготовления карт, но под артистической завесой могут скрываться важные вещи. В 1603 г. Иоганн Байер, взявший положения звезд из каталога своего современника Тихо Браге, опубликованного в 1602 г., выпустил первый звездный атлас, отпечатанный с гравированных медных пластин, а не деревянных досок. Его «Uranometria, omnium asterismorum contiens schemata», изданная в Аугсбурге, оповещала на титульном листе, что она содержит изображения всех астеризмов (созвездий). Пластины были проработаны с чрезвычайной точностью и мастерством Александром Майером, баварским художником, активно работавшим в Ландсхуте (см. пример одного из изображений на ил. 182).

182

Созвездие Геркулес из «Уранометрии» (1603) Иоганна Байера. Звезды нанесены так, как они видны с Земли. На этом сильно уменьшенном рисунке сложно разглядеть маленькие греческие буквы, подписанные рядом со звездами, поэтому, чтобы получить представление о том, как Байер писал эти буквы, взгляните на следующий рисунок. Поскольку при первом издании использовалась тонкая бумага, то отпечаток был виден с обратной стороны страницы. Во всех позднейших изданиях (начиная с 1624 г.) обратные стороны листов оставлялись пустыми, а таблицы печатались отдельно.

В атласе Байера было не менее пятидесяти одной звездной карты – по одной на каждое из сорока восьми традиционных созвездий Птолемея, две планисферы, мало отличающиеся от планисфер Дюрера, и карта только что открытого южного неба. Она содержала двенадцать не изображавшихся ранее созвездий, включая Феникс, Тукан, Павлин и Райская Птица. Здесь Байеру пришлось работать с не слишком точными данными, которые он взял из работы североголландского мореплавателя Питера Дирксона Кейзера, известного также как Петрус Теодори.

183

Отрывок из списка звезд в созвездии Геркулес, составленного Байером. Напротив греческих букв стоят вполне традиционные наименования, многие из которых птолемеевские, остальные заимствованы из арабского – как в случае Рас Альгети, являющейся теперь α Геркулеса, самой яркой звездой в созвездии. Как и другие звезды в этом отрывке, последняя является звездой только третьей величины, помеченной словом tertiae. Одной из странных характеристик работы Байера является частое рассматривание рисунков с обратной стороны, что лишает смысла такое традиционное указание, как «в обратной проекции».

Разительно новым в работе Байера стала реформа метода обозначения звезд. Помечая звезды, видимые невооруженным глазом, он присваивал каждой звезде в созвездии букву греческого алфавита, обычно в порядке убывания блеска, используя в том случае, когда это было необходимо, латинские буквы после греческих. Он не ограничился только картографированием неба, и приложил чрезвычайно важные перечни и комментарии, чтобы облегчить задачу перекрестной сверки с классическими каталогами, многие элементы которых он аккуратно исправил (ил. 183). Его звездная номенклатура (в немного расширенной трактовке) используется по сей день. «Uranometria» установила стандарт для звездных атласов на два и более столетия вперед. Конечно, точность не могла быть определена на глаз, но при тщательной проверке выяснилось, что и в этом отношении его работа совершила тихую революцию. Один из величайших авторитетов середины XIX в. в вопросе точного положения звезд, боннский астроном Аргеландер посчитал точность Байера достаточной для того, чтобы опубликовать тщательное пошаговое изучение относительного положения звезд, сделанное на основе его атласа.

Наиболее известным из тех, которые продавались главным образом из‐за их иллюстративного содержания, был атлас школьного учителя Андреаса Целлария. Он родился в Нойхаузене, недалеко от Вормса, и сначала носил имя Келлер; похоже, что Целларием он стал после нескольких лет путешествий по Восточной Европе, после чего он обосновался в Голландии, где в итоге (в 1637 г., в возрасте около 41 года) получил должность ректора школы в Хорне, к северу от Амстердама. Похоже, что это было малообещающим началом для человека, чье красочное небесное воображение является сегодня, пожалуй, наиболее часто воспроизводимым в книжках с картинками и журналах, на открытках и прочих подобных вещах, где точное значение не является обязательным. Целларий писал об истории Польши и о военных машинах, но наиболее известной его работой несомненно является написанная в Хорне и снабженная подзаголовком «Atlas coelestis». Вряд ли бы он обрадовался, если бы узнал, что его «Гармония Макрокосмоса» (основное название – «Harmonia Macrocosmica») будет воспринята не более как книжка с картинками. Будучи опубликованной в 1660 г. относительно небольшим тиражом, она быстро распродалась, и ее переиздали в 1661 г. гораздо более массовым тиражом. Его амстердамский издатель Ян Янсон рассчитывал на приложение к обычному изготовляемому им атласу, и почти не интересовался комментарием, написанным на латинском языке, который Целларий добавил к своим гравюрам в надежде, что когда-нибудь его «Гармония» послужит историческим разделом большого двухтомного трактата по космографии. Он так и не закончил его. Когда гравюры перепечатали в Амстердаме в 1708 г., латинский комментарий был отброшен. Это достаточно показательный факт, демонстрирующий, что представляло наибольшую ценность в глазах его аудитории.

Изначально цель «Гармонии» заключалась в разъяснении с помощью описания простейших версий основных планетных теорий с приложением их к астрологии. Он иллюстрировал сферу звезд посредством нескольких роскошно гравированных полусфер, северной и южной, в соответствии с «древней традицией» (хотя в нее включили новые созвездия Тукан, Павлин и Райская Птица на южном небе) и христианизированным небом, поделенным на восточную и западную половины. Для изображения последнего он с большим старанием следовал примеру аугсбургского юриста Юлиуса Шиллера, христианизированный атлас которого вышел в свет в 1627 г. Шиллер утверждал, что вдохновился на это предприятие, познакомившись с изданием избранных работ Беды Достопочтенного. Судя по продажам, он, похоже, составил неправильное мнение о своей публике, чего определенно нельзя сказать об издателе Целлария. Его работа оказалась необычайно полезной для школьных классов, хотя лишь немногие школы были достаточно хорошо обеспечены, чтобы приобрести ее. Пример его версии христианизированного неба приведен на ил. 184.

184

«Первая полусфера христианского звездного неба» из «Гармонии Макрокосмоса» (1660) Андреаса Целлария с широкими заимствованиями из иконографии Юлиуса Шиллера (1627). Большинство карт с изображением полусфер делило небо на северное и южное. В данном случае Целларий делит его на восточное и западное. На этой западной половине эклиптическими созвездиями (с традиционными эквивалентами) являются святые Иаков (Близнецы), Иоанн (Рак), Фома (Лев), Яков младший (Дева), Филипп (Весы) и Варфоломей (Скорпион). Что протестанты из Хорна думали о первостепенном значении, придаваемом папе св. Сильвестру I (Волопас), остается только гадать. Женщина в соблазнительном наряде на юге – это Ева (Павлин, Хамелеон и Муха).

После того как Целларий указал этот путь, многие последовали его примеру – Иоганн Доппельмайер был одним из последних, кто заслуживает особого внимания (1729), но мода на подобное роскошество длилась не долго. Гораздо более пышно эта мода проявила себя в сходной практике изготовления глобусов, но не всякий богач мог позволить себе такое великолепие. Непревзойденным мастером в этом ремесле был венецианец Винченцо Коронелли. В его огромных творениях, превосходящих по размеру человеческий рост, использовались отдельно отпечатанные меридианные секторы, которые раскрашивались только после наложения их на глобус. В принципе, его глобусы могли служить полезным источником для проведения занятий, а также измерений, но возникает подозрение, что обилие текстовой информации на их шикарно проработанных поверхностях редко прочитывалось.

Конечно, картографирование неба продолжало содержать и более серьезные аспекты. Классификация, равно как и точность, рассматривалась в качестве вопроса, имеющего первостепенное значение. Едва лишь наступил XVII в., астрономы начали вводить новые созвездия, одни из которых относились к южному небу, а другие – к восхвалению патронов теми, кто, вероятно, желал привлечь к себе их внимание. От Якоба Барча, зятя Кеплера, нам достались Жираф, Голубь, Единорог; а от Гевелия – Рысь, Лиса, Гончие Псы и Щит Собеского. Ян Собеский был его патроном, избранным монархом Польши, снискавшим общеевропейскую славу тем, что обратил в бегство турок Османской империи во время осады ими Вены в 1683 г. Предпринимались и другие подобные попытки вознести патронов на небеса в надежде на земное вознаграждение, однако заручиться согласием на это астрономов из других стран было столь же сложно, как найти местное покровительство, и все эти попытки оказались в целом безрезультатными. Некоторые астрономы ограничились переименованием существующих созвездий. Например, Вильгельм Шиккард использовал библейские имена – Персей стал Давидом, Дракон предстал в виде демона Апокалипсиса и т. д. Юлиус Шиллер внедрил интересный вариант, причислив северные созвездия к Новому Завету, а южные – к Ветхому, последовав, как мы уже видели, примеру Целлария. В долгосрочной перспективе эти практики ни на что особенно не повлияли.

Совершенно иной случай представляет «Уранография» Яна Гевелия (1690) и «Atlas Coelestis» Джона Флемстида (1729, опубликован посмертно). Работа Гевелия была основана на каталоге (число звезд в нем превышало 1500) более обширном и точном, чем каталог Тихо, что сделало прилагающийся к нему атлас главным конкурентом атласа Байера. Этот атлас – чудо мастерства, содержащее пятьдесят шесть прекрасно гравированных карт, каждая из которых занимала целый разворот. Он был необычен в одном отношении: Гевелий выбрал способ изображения созвездий так, как они представлены на глобусе, а не на небе. Он добавил одиннадцать новых созвездий, включая семь, признанных и по сей день: Щит Собеского, Гончие Псы, Малый Лев, Рысь, Секстант, Ящерица и Лисичка с Гусем. Пример этой работы изображен на ил. 185, сравните его с рисунком Флемстида (ил. 186), изображенным рядом. Как и Байер, Гевелий включил южные созвездия. После путешествия Эдмонда Галлея в Южную Атлантику к острову Святой Елены в 1676 г., в результате которого в 1679 г. был составлен каталог положений 341 южной звезды, Гевелий мог использовать этот очень ценный источник. Галлей часто переписывался с Гевелием, он, напомним, посещал его в Данциге.

185

Слева, гравюрная иллюстрация Гевелием недавно введенного созвездия Небесный Секстант из его «Firmamentum Sobiescianum sive Uranographia» (1690). Книга «Небесный свод Собеского», или «Уранография», являлась одним из способов рекламы для польского короля, в то время как само созвездие было рекламой для в высшей степени успешного применения такого секстанта в Данциге в 1658–1679 гг. Гевелий расположил это созвездие между Львом и Гидрой, которые ассоциировались в астрологии с огненной стихией, по случаю гибели его дома и инструментов в пожаре 1678 г. Справа, фрагмент того же созвездия из «Atlas Coelestis» (1729, опубликован посмертно) Флемстида. Обратите внимание на прямое заимствование, за исключением барочных деталей. У Флемстида звезды расположены так, как они видны на небе, а у Гевелия – наоборот, как на глобусе. Сопоставьте рисунок Флемстида с ил. 186.

Не удивительно, что атласы, появившиеся в следующие пятьдесят лет, демонстрировали следы влияния Гевелия в том или ином аспекте; в качестве примера можно указать на работы Иоганна Роста (1723), Корбиниануса Томаса (1730), Кристофа Землера (1731) и Иоганна Доппельмайера (1742). Хотя вряд ли можно сомневаться, что большинство покупателей этих роскошных и дорогих томов интересовались скорее художественным великолепием, чем строгостью данных, точный атлас мог содержать в себе скрытые сокровища, и не было возможности заранее догадаться о том, в чем, собственно, они состояли. По всей видимости, одним из крупных шагов вперед в ходе этого периода, не зависящим от вкусов дилетантов, стало издание работы Флемстида. Он умер за десять лет до того, как она вышла в свет. Его долгосрочная программа наблюдений звезд началась вскоре после его назначения в Королевскую обсерваторию в Гринвиче в 1676 г. До 1689 г. он произвел около двадцати тысяч наблюдений с точностью порядка десяти секунд дуги, используя семифутовый секстант, подаренный ему сэром Джонасом Муром. Все эти наблюдения представляли собой измерения относительных (не абсолютных) расстояний, и до смерти своего отца он не имел возможности потратить часть своего наследства на приобретение большого стенного сектора для обеспечения полученных ранее данных точками отсчета. Начиная с 1689 г., Флемстид использовал для определения интервалов времени между заданными измерениями положений Солнца и звезд пару великолепных часов, также подаренных ему Муром; это позволило ему задать положение сорока опорных звезд. С их помощью он рассчитал точные координаты 3000 звезд, включенных в законченный каталог, в котором использовались прежние измерения, сделанные секстантом.

186

Секстант Флемстида, который использовался в Гринвиче. Взято из: J. de la Lande. Astronomie. Vol. 1 (1764), скопировано зеркальным образом из «Atlas Coelestis» Флемстида, но с добавлением изображений Гринвичской и Парижской обсерваторий. Обратите внимание на то, как отличается секстант на заимствованном рисунке от секстанта в атласе (ил. 185).

187

Созвездие Андромеда на фрагменте листа 16 «Atlas Coelestis» Флемстида

Мы уже видели, как ссора Флемстида с Ньютоном и Галлеем задержала публикацию полученных им результатов и как его трехтомная «Historia coelestis Britannica» вышла в свет только в 1725 г., спустя шесть лет после его смерти, и как его «Atlas coelestis» пришлось дожидаться до 1729 г. Ситуация улучшилась в течение последних лет жизни ученого. У него была верная жена и хорошие друзья, один из которых, сэр Джеймс Торнхилл, широко известный художник, человек, чья роспись потолка в нижнем зале Королевского военно-морского госпиталя в Гринвиче являлась доказательством этой дружбы. Он нарисовал портреты Тихо, Коперника и Флемстида вместе с его ассистентом Томасом Уэстоном и стенным инструментом Флемстида, а также со схемой полного солнечного затмения 1715 г. В противоположность этому, Ньютон был изображен здесь в образе античного философа, держащего в руках математические диаграммы. Торнхилл принимал деятельное участие в оказании помощи Маргарет Флемстид при подготовке атласа, приготовляя некоторые из его прекрасных гравюр и координируя работу других граверов. Пример одного из созвездий изображен на ил. 187. Несколько карт были уже подготовлены в 1703 г. Томасом Уэстоном и украшены художником Паулем ван Сомером (не путать с гораздо более известным яковианским художником с таким же именем).

Как и все его солидные предшественники XVII в., Флемстид выбрал греческую систему обозначений Байера. В основе его атласа лежал значительно более полный звездный каталог по сравнению со всем изданным на тот момент, но как и во всех подобных работах, огромные усилия, скрывающиеся за каждой из итоговых координат, оставались спрятанными от взгляда. За весьма редкими исключениями, те, кто оформлял ранние звездные атласы, просто копировали координаты из наиболее доступных перечней. Секрет качества Флемстида скрывался не только в произведенных им бесчисленных расчетах, но и в том факте, что начиная с 1696 г. он нанимал вычислителей, работавших на него в Дербишире и в Гринвиче, и если возникала ошибка, она выявлялась при сравнении полученных результатов. Вскоре после этого независимые вычисления стали частью общепринятой практики, и в течение всего оставшегося столетия две посмертные работы Флемстида задавали стандарт для тех, кто шел по его следам. Особенно важным стало его признание ведущими французскими астрономами. Существовало два новых французских издания, опубликованных в 1776 и 1795 гг. – второе из них было представлено так, как будто оно третье. Наибольшую славу на этом заработали Жозеф Жером де Лаланд и Пьер Мешен. Они добавили туманности Мессье и пять новых созвездий, например Телескоп Гершеля, располагающееся между головой Ориона и рогами Тельца. Пример их трактовки другого созвездия (Геркулес), у которого было в запасе несколько свободных звезд, можно увидеть на ил. 188.

188

Вверху – созвездия Геркулес и Северная Корона из французского издания «Atlas Coelestis» (1776) Флемстида. Внизу – фрагмент из оригинального издания. Во французском издании добавлен Млечный Путь (La Voye Lactée) и Ветвь и Цербер (Le Rameau et Cebere). Это аллюзия на Цербера, пса, охраняющего выход из царства мертвых, который мог обрастать извивающимися змеями. Эта странная французская вставка, как и многие другие, так и не получила всеобщего признания.

189

Фрагмент созвездия Дева из (внизу) «Atlas Coelestis» (1729) Флемстида и (вверху) «Uranographia» (1801) Боде. Невозможно сравнить это произведение с предыдущим ввиду его слишком большого масштаба (в нем указано более 17 000 звезд и около 2500 туманностей), но эти две иллюстрации дают представление об относительном количестве звезд в обеих работах.

Атласы Байера и Гевелия, и даже более полный атлас Флемстида, показывали только звезды, видимые невооруженным глазом. «Уранография» Иоганна Элерта Боде, изданная в 1801 г., продвинулась еще на один шаг; этот гигантский атлас обозначил некоторое смещение акцентов. В нем еще присутствовал художественный элемент (конечно же, в обновленном и пересмотренном виде), но дни его были уже сочтены. Не существовало никакого резона помечать невидимые звезды на красивой картинке. Для сравнения образцов рисунков, взятых из его атласа и атласа Флемстида, взгляните на ил. 189. Что касается содержания атласа Боде, который, несомненно, являлся самым большим звездным атласом из опубликованных в нарочито традиционной форме, он содержал положения более чем 17 000 звезд и 2500 туманностей, открытых и каталогизированных Уильямом Гершелем. Боде был преисполнен решимости не допустить ни единого упущения. Он включил практически все созвездия, когда-либо существовавшие в Западном мире, почти все пустые места традиционного неба заполнил довольно забавным образом. Это, например, созвездия Арфа Георга, Бранденбургский Скипетр, Резец Скульптора, Часы, Химический Аппарат, Электрическая Машина и Мастерская Скульптора, мы перечислили только семь наименований, взятых с одного листа. Работа Боде стала одной из первых, где использовались границы созвездий, которые, наряду с названиями, были должным образом стандартизированы, хотя и не без модификаций, существенно улучшенных в «Uranometria Nova» Фридриха Аргеландера (1843) и «Uranometria Argentina» Бенджамина А. Гулда (1877–1879).

Со временем астрономы начали утрачивать интерес к этому старому стилю атлас-плюс-каталог. Спецификация гораздо более слабых звезд нуждалась в новых условных обозначениях. В 1930 г. Международный астрономический союз сформировал четкий и удобный в пользовании список из 88 созвездий. Его прямолинейные границы между созвездиями более или менее сохраняют традиционный порядок звезд, видимых невооруженным глазом. Однако до этого многие астрономы уже не обращали внимания на названия созвездий, звезды просто перечислялись посредством указания прямого восхождения и склонения или какого-либо другого признака. В каталогах двойных и переменных звезд присутствовали свои обозначения. Узнай Птолемей о том, что наступит день, когда число опубликованных каталогов превысит число звезд, перечисленных в его собственном списке, он был бы ошеломлен.

Стремление следовать старым традициям шло на убыль, но стремление к точности – нет. Астрономия первой половины XIX в. извлекла немало выгод из промышленного прогресса, перекинувшегося во второй половине предыдущего века из Англии и Франции на Германию и Европу в целом. Теперь у лондонских мастерских были гораздо более достойные конкуренты, особенно в Германии, например торговое предприятие И. Г. Репсольда (Гамбург, 1802) и Г. Рейхенбаха (Мюнхен, 1804). Эти предприятия очень успешно модифицировали конструкции, производимые такими фирмами, как Доллонд, Рамсден и Кэри. Развитый рынок инструментов для топографической съемки и навигации продолжал обеспечивать технологическую основу повышения требований к новым и часто богатым обсерваториям, и Германии сильно повезло с тем, что такой лучший математик столетия, как Карл Фридрих Гаусс, проявлял активный интерес к практическим вопросам изготовления инструментов.

В том, что касалось точных измерений, симпатии астрономов переключились со стенного квадранта на пассажный инструмент. Он представлял собой телескоп-рефрактор, установленный на оси, ориентированной вдоль линии восток-запад таким образом, чтобы наводить его на меридиан, и был снабжен полной, прекрасно градуированной круговой шкалой, показания которой считывались с помощью микрометра с микроскопом. То обстоятельство, что круг был полным, облегчало оценку ошибки центрирования и других ошибок наведения. Точные хронометры – «регуляторы» – использовались для измерения нужных углов посредством определения времени пересечения звездой сетки подсвеченных визирных нитей (или, лучше сказать, паутин) в фокальной плоскости пассажного телескопа. Были разработаны новые теории инструментальных ошибок и, как следствие, угловые измерения стали гораздо более точными. Вслед за американцами в 1844 г. был введен в пользование хронограф, определение времени стало осуществляться электрическим способом, хотя первые хронографы не обладали такой уж высокой точностью. Как отозвался о первом из них (находящемся в Военно-морской обсерватории в Вашингтоне) Саймон Ньюком, «его единственным недостатком является то, что он не отсчитывает и никогда не будет отсчитывать время; до сих пор, насколько мне известно, он нес некоторую полезную нагрузку, но исключительно декоративную».

Если кто-то и выделялся на фоне всех остальных в вопросе достижения точности, так это Фридрих Вильгельм Бессель. Он начал свое обучение в большой коммерческой компании в Бремене в возрасте четырнадцати лет, но в часы досуга полностью посвящал себя астрономическим вычислениям, делая это с таким усердием и настолько успешно, что Вильгельм Ольберс взял его под свое крыло. Бессель, любопытно отметить, испытал сильное вдохновение, прочитав о наблюдении Хэрриотом в 1607 г. того объекта, который впоследствии был назван кометой Галлея. Использовав работы Лаланда и Ольберса, Бессель (в возрасте двадцати лет) составил блистательный расчет того, каким образом можно улучшить элементы кометных орбит. Именно после прочтения рукописи этого расчета Ольберс в полной мере оценил его неукротимый темперамент. Спустя долгое время Ольберс скромно заметил, что покровительство, которое он оказывал Бесселю, было его наибольшим вкладом в астрономию. Он устроил Бесселя на службу в частную обсерваторию недалеко от Бремена, где тот продолжил совершенствовать свои технические приемы, а затем, по предложению Ольберса, занялся обработкой наблюдений более 3000 звезд, осуществленных Брэдли. Он добился настолько значительного успеха уже на самых ранних стадиях работы, что когда король Пруссии Фридрих Вильгельм III основал в 1810 г. новую обсерваторию в Кенигсберге (отошедшем после Второй мировой войны к Советскому Союзу и переименованном в Калининград), Бессель был назначен ее директором. Здесь он и провел остаток своей жизни, постоянно сетуя на климат и отклоняя предложения переехать в какое-нибудь другое место. Кенигсберг, бывшая столица герцогства Пруссия, был городом, где располагался известный университет, в котором преподавал Иммануил Кант. Философ умер в 1804 г., его надгробие в соборе напоминает нам о его широких интересах часто цитируемым посвящением: «Звездное небо надо мною и моральный закон во мне».

Опубликованные наблюдения Брэдли были необычайно важны, потому что он самостоятельно определял ошибки своих инструментов или производил наблюдения, из которых они могли быть выведены. Для их обработки Бесселю были нужны точные значения фундаментальных астрономических констант, таких как аберрация и рефракция. Даже небольшая поправка на рефракцию составляет от двух до трех минут дуги, что может в несколько тысяч раз превышать вероятную ошибку, требуемую для координаты склонения. Самое главное затруднение заключалось в учете температуры и давления атмосферы. Бессель начал с изучения астрономической рефракции, следствием чего стало вручение ему в 1811 г. премии Института Франции за составленные им таблицы. Покончив с этой первой задачей, он опубликовал в 1818 г. результаты своих редукций, озаглавив их «Основы астрономии».

Все это привлекло к имени Бесселя внимание астрономического мира, благодарного за предоставленную возможность гораздо точнее определять собственные движения, чем это было возможно ранее. Вскоре после этого входившие в оснащение обсерватории пассажный инструмент Доллонда и круг Кэри заменили прекрасным новым меридианным кругом Рейхенбаха – Эртеля (1819). Впоследствии в 1841 г. к нему присоединился круг Репсольда, к тому времени «Tabula Regiomontae» Бесселя – Кенигсбергские таблицы – использовались лучшими обсерваториями мира уже в течение одиннадцати лет. Влияние Бесселя было тем более велико, что он собственным примером придал меридианному кругу статус чуть ли не культового инструмента. Каждая новая обсерватория – и большая и малая – обязана была иметь его в своем парке. Гринвич последовал этому примеру, и недавно назначенный туда Королевским астрономом Джордж Бидделл Эри приобрел в 1835 г. одну из его немецких моделей. Начиная с этого периода и далее астрономы регулярно регистрировали звездные склонения с точностью до сотой доли секунды дуги и прямые восхождения с точностью до одной тысячной секунды времени. Измерение координат звезд стало почти самоцелью – стремлением к точности и благочестию, вне зависимости от ожидаемой полезности, хотя она, безусловно, время от времени проявлялась в том или ином виде.

В 1844 г. Бессель самостоятельно совершил важное открытие, касающееся измерения положений звезд Процион и Сириус, входивших в список фундаментальных звезд Маскелайна: он обнаружил изменение их собственных движений. У каждой из них, заключил ученый, есть невидимый спутник, достаточно массивный, чтобы сделать видимым движение более яркого компонента вокруг общего центра масс. Он не был первым, кто высказал такое предположение, и на деле споры по поводу утверждений подобного рода бушевали с того момента, когда гринвичский астроном Джон Понд высказался на эту тему в 1825 и 1833 гг. в отношении большего числа звезд. Бессель успешно отклонил доводы Понда, заявив, что его звезды слишком далеки для возможного проявления эффектов подобного рода; спутник же Сириуса действительно телескопически разрешил Алван Кларк в 1862 г., когда он тестировал новый изготовленный им телескоп. Это оказалась звезда восьмой звездной величины, обладающая тем не менее массой (как впоследствии вывели из ее орбиты) в два раза меньшей массы Сириуса. (Ее орбиту аналитически определил Х. А. Ф. Петерс в 1850 г. еще до ее наблюдения.) Темный спутник Проциона обнаружил Джон Мартин Шеберле с помощью телескопа Ликской обсерватории в 1895 г. Он был еще более тусклым – тринадцатой звездной величины. Когда, наконец, определили расстояние до Сириуса, оказалось возможным вывести размеры его орбиты, а следовательно, массы его компонентов. Они оказались порядка одной и двух солнечных масс; и когда аналогичные вычисления были применены к другим двойным, стало ясно (к великому удивлению всех вовлеченных в эту работу), что если яркость звезд может разниться в миллионы раз, то массы редко когда отличаются больше чем в десять раз от массы Солнца – как в меньшую, так и в большую сторону.

190

Карл Фридрих Гаусс (1777–1855), «Король математики». Изображен на западногерманской марке, выпущенной в честь двухсотлетней годовщины его рождения.

В качестве постскриптума обратим внимание на огромную ценность первичного необработанного материала, доставшегося в наследство от Брэдли; следует отметить, что многие его неопубликованные работы были использованы в ходе того же столетия астрономом Эри, дополнившим ими свои собственные наблюдения в Гринвиче. Затем в 1860‐х гг. они перешли к Артуру Ю. Г. Ф. фон Ауверсу, также работавшему в Кенигсберге, но в этот период он был в Берлине, и фон Ауверс сделал еще одну обработку того же материала, улучшив редукции Бесселя. Трехтомный каталог фон Ауверса (1882–1903) задал новый стандарт точности, и наряду с каталогом Бесселя 75 000 звезд ярче девятой звездной величины он занял важное место на главном стволе генеалогического древа данных наблюдений, полученных позже.

Работу Бесселя продолжил человек, чьи труды он долго поощрял, – Фридрих Аргеландер, также ограничившийся пределом девятой звездной величины. Их совместная работа легла в основу «Bonner Durchmusterung» («Боннское обозрение»), продолжавшим с момента своего появления в 1859 г. служить эталоном в том числе в создании универсальной системы идентификации звезд. (Старые греко-арабские названия, и даже греческие буквы Байера, можно применить для обозначения только тысячи звезд или около того.) Положения более ста тысяч звезд были привязаны к избранным фундаментальным звездам, координаты которых измерялись с высочайшей тщательностью – будь то изначально выбранные 36 звезд Маскелайна (Бессель увеличил их число до 38), или 400 и более так называемых звезд «Морского ежегодника», либо гораздо более длинный список Брэдли.

Хотя позднейшие фундаментальные таблицы слишком обширны для перечисления их здесь, они компоновались таким образом, что астрономия стала выделяться на фоне остальных наук как преимущественно интернациональная. В 1871 г. Немецкое астрономическое общество организовало сотрудничество между тринадцатью обсерваториями (позже их число увеличилось до шестнадцати) в различных частях мира. Каждой из них была отведена своя зона склонений к северу и к югу от экватора с охватом всего неба между обоими полюсами. (Например, одна обсерватория получила склонения от 20° до 25°, а другая – от –35° до –40°.) Это явилось основой для продолжения программы измерения собственных движений, которая, как того и следовало ожидать, становилась со временем все более качественной. Когда стали появляться первые результаты такого сотрудничества, перекрестные проверки между координатами одних и тех же звезд, полученными на разных обсерваториях, выявили многочисленные расхождения и неожиданные ошибки. Некоторые из наиболее серьезных ошибок оказались привнесенными часами. Если взглянуть на историю, то астрономы всегда были заняты вопросами усовершенствования методов отсчета времени. Маятник Репсольда, маятник Шорта, а также атомные и кварцевые часы представляют собой примеры успехов, достигнутых в течение последних двух столетий благодаря участию астрономии. Гринвич и другие национальные обсерватории были главными блюстителями временных стандартов. И здесь снова долго ощущалось непосредственное влияние Бесселя, поскольку именно он привлек внимание к тому факту, что следует со всей серьезностью отнестись к личным ошибкам в момент регистрации времени, поскольку они неизбежны, но поддаются систематической оценке. Вспыльчивый Эри не уволил бы своего помощника, чьи записи наблюдений отличались от его собственных, отдавай он себе отчет в неминуемости «личного уравнения», то есть физиологической задержке в регистрации какого-либо показателя, которая варьируется от человека к человеку.

Наиболее выдающееся достижение Бесселя – измерение расстояния до звезды относительно прямыми, тригонометрическими методами, то, что астрономы безуспешно пытались сделать в течение столетий. Мы уже упоминали о том, как Брэдли надеялся зарегистрировать смещение положения звезды в результате движения Земли, в частности когда она перемещается из одной крайней точки своей орбиты в диаметрально противоположную крайнюю точку. Движение в этом направлении привело его к открытию аберрации света, но не обычного параллакса. И именно Брэдли снабдил астрономов информацией о том, насколько малым должно быть параллактическое смещение, которое они надеялись обнаружить, – никак не больше половины секунды дуги. В период с 1808 по 1814 г. Джон Бринкли, первый Королевский астроном Ирландии, объявил об открытии параллакса у небольшого количества ярких звезд в пределах 2″ дуги, но Джон Понд из Гринвича в течение многих лет оспаривал его открытия. Внимание уже было приковано к измерению положений звезд относительно гораздо более слабых, а потому, скорее всего, и гораздо более далеких. Как мы видели, занимаясь этим, Гершель тоже открыл нечто отличное от того, что он надеялся обнаружить, а именно – физически связанные пары звезд. Тем самым он, как и другие, постепенно начинал допускать существование множества слабых звезд с большим собственным движением.

После всего этого Бессель сделал допущение: большое собственное движение является более надежным признаком близости к Земле, чем яркость, поэтому он сосредоточил свое внимание на звезде 61 Лебедя, которая обладала наибольшим известным тогда собственным движением – 5,2″ в год. (На самом деле, это двойная звезда с расстоянием между компонентами 16″, поэтому линия, соединяющая эту пару, представляет собой полезный вектор на небе при производстве измерений.) Он наблюдал 61 Лебедя в течение восемнадцати месяцев, соотнося ее с двумя располагающимися неподалеку гораздо более слабыми звездами, и к концу 1838 г. обнаружил искомое параллактическое смещение. Он нашел, что оно меньше одной трети секунды дуги (0,314″ ± 0,020″; это значение указано как наименьшая граница интервала). В астрономических единицах, половинах диаметра земной орбиты, это расстояние равно примерно 657 000.

В течение следующих одного-двух лет другие параллаксы были найдены Ф. Г. В. Струве в Дерпте и Томасом Хендерсоном в обсерватории мыса Доброй Надежды. Хендерсон обнаружил, что звезда α Кентавра обладает параллаксом более чем в два раза превышающим параллакс 61 Лебедя, то есть расстояние до нее должно составлять менее половины расстояния до 61 Лебедя. На деле, его измерения были сделаны в 1832–1833 гг. для других целей, но не использовались для выведения параллакса, пока Бессель не заявил о своем открытии.

Инструмент, использованный Бесселем для измерения малых угловых расстояний, отделяющих 61 Лебедя от опорных звезд, представлял собой гелиометр конструкции Джона Доллонда, но изготовленный в данном случае Йозефом Фраунгофером. Этот инструмент получил такое название, поскольку он использовался для измерения диаметра Солнца. Принцип работы гелиометра прост: объектив телескопа разрезается на две полукруглые половины, которые могут скользить боковыми сторонами (на величину, измеряемую по шкале верньера) друг относительно друга. Изображение первой звезды наблюдается через одну половину линзы, а изображение второй – через другую. Затем компоненты разрезанной линзы сдвигаются друг относительно друга таким образом, чтобы оба изображения совпали, а необходимое для этого перемещение легко переводится в угловую меру.

В результате серьезных осложнений, поразивших английскую оптическую промышленность в конце XVIII в., Германия снова перехватила коммерческую инициативу. Имя Йозефа Фраунгофера стало синонимом возникшей в итоге новой и очень важной научной деятельности. В 1806 г. этот сын стекольщика поступил на службу в мюнхенскую кампанию Утцшнайдера, Рейхенбаха и Либхерра. Сначала, с 1809 по 1813 г., он работал с Гинаном, совершенствуя качество различных сортов оптического стекла. Для шлифовки и полировки компонентов ахроматических объективов большинство предыдущих мастеров отбирали заготовки, используя метод проб и ошибок, но в 1814 г. Фраунгофер подошел к этому вопросу с научной точки зрения и научился прогнозировать оптические свойства стекла, используя в качестве источника света яркие желтые линии в спектре пламени. Он производил точные измерения углов, под которыми свет входил и выходил из призмы, приспособив для этого обычный теодолит. Действуя таким образом, он создал то, что сегодня является стандартной частью лабораторного оборудования, – спектрометр.

Изучение цвета звезд с помощью спектроскопов не было чем-то новым. Уже в 1798 г. Уильям Гершель сравнил спектры шести ярчайших звезд неба, отметив, что они существенно различаются по пропорциям и интенсивности различных цветов. И конечно, он был не в состоянии объяснить увиденное. Подход Фраунгофера, сосредоточенный на спектре Солнца, оказался бесценным, поскольку открыл доступ к рассмотрению всей этой темы в целом. В ходе сравнения спектра от пламени со спектром, полученным с помощью призмы от солнечного света, он обратил внимание на исчерченность последнего бесчисленным количеством темных линий. (На деле, некоторые из них были зарегистрированы Уильямом Хайдом Волластоном в 1802 г.) Отдельные темные линии, как он позже осознал, имели аналоги в спектрах, полученных от пламени в лаборатории, и, несмотря на большое сходство спектра Солнца со спектрами других ярких звезд, между ними существуют и тонкие различия. В течение следующих десятилетий эти наблюдения служили исследовательским базисом для множества физиков вплоть до революционной интерпретации спектра, предложенной в 1859 г. Кирхгофом и Бунзеном. Эта интерпретация ознаменовала собой ни много ни мало рождение современной астрофизики – астрономической спектроскопии.

191

Густав Роберт Кирхгоф (1824–1887) на восточногерманской марке, выпущенной в честь стопятидесятилетней годовщины его рождения

Роберт Вильгельм Бунзен был одним из ведущих химиков-экспериментаторов столетия, в то время как Густав Роберт Кирхгоф – выдающимся физиком-теоретиком, присоединившимся к Бунзену в Гейдельберге в 1854 г. Джон Гершель и У. Г. Фокс Тальбот в 1823 и 1826 гг. соответственно активно поддерживали химический анализ, совершаемый на основе спектрального наблюдения, и к 1850‐м гг. этот метод был широко известным, хотя и редко используемым. Бунзен экспериментировал с данными методами при изучении солей, а именно используя окрашивание пламени, где они сжигались, как в том случае, когда соли натрия делали цвет пламени ярко желтым – пламени, которое Фраунгофер связывал с «D-линиями» в спектре Солнца. Новый и решающий вклад Кирхгофа заключался во введении в работу Бунзена элемента точности посредством измерения его цветов с помощью спектрометра. К 1860 г. эти два человека показали, что каждый металл имеет в высшей степени характерную линию в спектре. Это привело Бунзена к анализу щелочных соединений, результатом чего стало открытие двух новых элементов – цезия и рубидия.

Уже в 1859 г. Кирхгоф совершил открытие, существеннейшим образом повлиявшее на всю будущую астрономию. Он был удивлен, открыв, что если пропустить должным образом ослабленный солнечный свет через натриевое пламя до того, как он попадет в спектрометр, то темные спектральные D-линии («линии Фраунгофера») будут заменены яркими линиями пламени; но в ярком солнечном свете, прошедшем через пламя, темные линии становятся еще темнее. Его объяснение этого обстоятельства заключалось в том, что среда, способная излучать спектральные линии (то есть линии определенной длины волны), способна также и поглощать свет той же длины волны. Десятью годами ранее Уильям Стокс пришел к аналогичному заключению, касающемуся D-линий в лабораторном пламени и в спектре поглощения, и даже предложил теоретическое объяснение, использовав для этого понятие атомного резонанса, но его идеи не получили должного отклика, и странно, что Кирхгоф впоследствии не хотел иметь ничего общего с этим фундаментальным объяснением указанного феномена. Однако главный вывод Кирхгофа – тот, который он вывел в день наблюдения обращения линий, – был весьма сенсационным. Он увидел, что на Солнце присутствует не только натрий, но и многие другие не идентифицированные элементы. На это указывали соответствующие фраунгоферовы линии. Многие представляли химию небесных тел в качестве прекрасной иллюстрации недосягаемого знания, однако она все же оказалась в пределах доступности как минимум посредством наблюдения.

В течение нескольких недель Кирхгоф разработал количественную теорию испускания и поглощения света, не такую фундаментальную, как теория Стокса, но во многом более полезную для развития физики. Согласно его выводу, отношение поглощательной способности поверхности к ее излучательной способности одинаково для всех тел при заданной температуре. (Вывод верен в пределах заданного интервала длин волн.) Этот закон излучения стал одним из главных элементов термодинамики излучения. В том, что касается астрофизики, он позволил включить температуру в число измеримых небесных параметров. Таким образом, астрономия претерпела революционное изменение еще в одном отношении посредством открытия, которое на первый взгляд не имело с ней почти ничего общего.

Однако возможности совершения открытий по накатанной колее еще не были исчерпаны. Создается впечатление, что весь мир волновала идея существования по соседству новых планет. Двумя из них, обнаруженными после открытия Гершелем Урана, стали Нептун, найденный в 1846 г., и Плутон – в 1930 г. (Вопрос о том, заслуживает ли Плутон права называться планетой, сохранялся до XXI в.) В способах их открытия оказалось так много точек соприкосновения, что представляется целесообразным рассмотреть их вместе. Планеты обнаружили только после предвычислений, сделанных на основе ньютоновской небесной механики, иными словами, совсем не так, как Гершель открыл Уран. Они были найдены после соответствующих предвычислений, но позже высказывались предположения, что по меньшей мере в одном случае предвычисление содержало ошибки и открытие произошло совершено случайно.

До их обнаружения была найдена другая разновидность планетных соседей, и в отношении них применили совершенно иную цепочку рассуждений. Закон планетных расстояний Тициуса – Боде (см. с. 475) казался большинству астрономов надуманным, не имеющим какого-либо серьезного обоснования, и все же создается впечатление, что он получил широкую поддержку благодаря Урану, открытому Гершелем через девять лет после того, как этот закон впервые поставили на обсуждение. Предсказываемый им радиус орбиты находился в согласии с наблюдаемым радиусом, отличаясь от него не более чем на две-три сотых доли. Это в свою очередь укрепило убежденность в существовании планеты между Марсом и Юпитером (о чем подозревал еще Кеплер, но исходя из других соображений), соответствовавшей значению n = 3 в записи этого закона. Группа немецких астрономов под руководством фон Цаха зашла настолько далеко, что даже основала в 1800 г. клуб «Лилиентальские сыщики» для поиска недостающей планеты. На самом деле этот промежуток заполняют астероиды, «малые планеты». Первый астероид обнаружил в 1801 г. Джузеппе Пиацци из Палермо (Сицилия). Он не занимался поиском недостающей планеты, и нашел объект случайно, вначале приняв его за обычную слабую звезду. Однако, как оказалось, объект перемещался сначала попятным, а затем прямым движением. Пиацци доверился своему другу Барнабе Ориани из Милана, сказав, что обнаружил новую планету, но когда он писал Лаланду в Париж и Боде в Берлин, то более осторожно назвал открытый объект предположительно кометой. Тем не менее Лилиентальские сыщики не сомневались – это их недостающая планета. Как бы то ни было, объект Пиацци на какое-то время скрылся в сиянии Солнца. Вскоре молодой Гаусс получил возможность рассчитать новую орбиту, и в последнюю ночь 1801 г. объект нашли повторно в том месте, на которое указал Гаусс. Пиацци выбрал имя Церера Фердинанда в честь богини Цереры и правителя Неаполя и Сицилии Фердинанда IV. Однако когда Гершель измерил ее размеры, он, как и все интересующиеся этим вопросом, сильно удивился: по его оценке, диаметр составлял всего лишь 259 километров.

Другой сюрприз был преподнесен в марте 1802 г., когда один из Лилиентальских сыщиков Ольберс обнаружил похожий объект. Он назвал его Паллада, Гаусс вычислил его орбиту, и она снова располагалась между Марсом и Юпитером. Гершель оценил размеры Паллады как две трети от размеров Цереры и отметил, что закон Тициуса – Боде будет опровергнут, если оба эти объекта называть планетами. Со своей стороны, Ольберс указал на возможность спасти закон, если оба астероида (термин Гершеля) являются остатками единого когда-то распавшегося объекта. Это предположение привело к появлению целой индустрии малых планет, когда в течение того же столетия обнаружили множество астероидов – Юнону в 1804 г., Весту в 1807 г. и т. д. Астрономы решили рассчитать время, когда все они находились вместе в прошлом. Однако в 1809 г., еще до того как проблема перешла в эту плоскость и привлекла внимание Гаусса к изучению орбит астероидов, он опубликовал свою «Теорию движения небесных тел, обращающихся вокруг Солнца по коническим сечениям». Это был самый изящный математический анализ из всех, когда-либо написанных об общей проблеме определения орбиты по более чем трем наблюдениям. Для этой цели Гаусс разработал свой метод наименьших квадратов, используемый сегодня едва ли не в каждой науке, где существует потребность в сопоставлении теории с полученными измерениями. (См. об этом выше на с. 585.) Теоретическая работа Гаусса в некотором смысле затмила собой открытие астероидов.

Еще до осознания того, что новое открытие Гершеля представляет собой планету, предпринимались попытки нахождения параметров его орбиты, то есть будущего Урана. В этом могли помочь старые наблюдения. Иоганн Тобиас Майер, как обнаружил Боде, видел его (не осознавая того, что это была планета) в 1756 г., а Флемстид – в 1690 г. На деле, при обладании хорошим зрением, планету можно увидеть невооруженным глазом. Еще больше подобных старых обнаружений «звезды», которая на самом деле являлась Ураном, нашли в отчетах за последующие сорок лет. Эти обнаружения производились в рамках стандартных наблюдательных программ и позволили нескольким астрономам уточнить его орбиту и составить таблицы его движения начиная с 1788 г. Однако по истечении нескольких лет стало ясно, что Уран весьма упрямая планета, и даже лучшие из таблиц, составленные Делямбром в 1790 г. и долго удерживавшие эти позиции, вскоре столкнулись с определенными трудностями. Несмотря на это, спустя некоторое время интерес к орбите Урана стал постепенно сходить на нет. Как мы видели, наполеоновские войны не то чтобы полностью ликвидировали общение между учеными, но все же отнюдь не способствовали спокойному ведению научных исследований на территории континентальной Европы. Покровитель Пиацци был свергнут, а Гаусс умер вскоре после битвы при Йене.

После разгрома Наполеона Уран в очередной раз подвергся нападению. Новые таблицы были составлены в 1821 г. Алексисом Буваром, который будучи по происхождению сыном альпийского крестьянина, обладал незаурядным талантом вычислителя, в силу чего стал незаменимым помощником Лапласа. В течение одиннадцати лет можно было слышать стенания Эри по поводу того, что таблицы давали ошибку порядка половины минуты дуги. В течение нескольких лет (до и после назначения его в 1835 г. Королевским астрономом) он работал над этой проблемой, и опубликованные им измерения прохождений этой планеты через меридиан дали всем европейским астрономам возможность попробовать свои силы в выявлении причины аномальных отклонений. Интересно отметить окрепшую уверенность астрономов в непогрешимости комплекса законов Ньютона – Кеплера и то, как их встревожило известие: планета вышла из подчинения, отклонившись всего лишь на двадцать или тридцать секунд, несмотря на то что она не могла наблюдаться в течение всего своего 84-летнего цикла, поскольку была обнаружена сравнительно недавно. Стали сами собой появляться разнообразные возможные варианты объяснения этой аномалии. Испытал ли Уран столкновение с какой-нибудь кометой за время, прошедшее с момента его открытия? У него есть невидимый, но очень массивный спутник? Это межпланетный флюид, препятствующий планетным движениям? Или закон тяготения Ньютона перестает действовать на очень больших расстояниях? Или, может быть, есть какая-то невидимая планета, которая оказывает возмущающее действие на Уран?

Задолго до этого Клеро выдвинул именно эту последнюю гипотезу для объяснения странностей в движении кометы Галлея; и теперь английский любитель Т. Дж. Хасси высказал такое же предположение в отношении Урана. Никколо Каччиаторе из Палермо полагал, что он действительно видел планету за Ураном в 1835 г.; позже Луи Франсуа Вартманн из Женевы сообщил о ее наблюдении в 1831 г. Как выяснилось, оба эти утверждения оказались ошибочными, но постепенно стала распространяться вера в существование некой возмущающей планеты. В 1842 г. Гёттингенская академия наук учредила премию за решение проблемы Урана. При таких обстоятельствах то, что два человека нашли решение совершенно независимо друг от друга (часто это представлялось как пример какого-то мистического совпадения), было отнюдь не самым главным сюрпризом.

До того как обратиться к небесной механике, Урбен Жан Жозеф Леверье, сын местного правительственного чиновника в Нормандии, хорошо зарекомендовал себя в математике, будучи студентом Политехнической школы, а затем изучал химию у Гей-Люссака. Он исследовал возмущения кометных орбит, углубил общую теорию возмущений Лагранжа, и добился таких успехов, что начал восприниматься в некоторых кругах как достойный преемник Лагранжа и Лапласа. В 1845 г. он пересмотрел предложенную Буваром теорию Урана, получив поручение поработать над этой проблемой от Франсуа Араго, директора Парижской обсерватории и друга Эри. Уже в июне 1845 г. он написал Эри, пообещав послать ему положение планеты сразу же после завершения вычислений, и попросил Эри поискать ее; но это предложение было отклонено. 18 сентября 1846 г. Леверье завершил вычисления, после чего он написал Иоганну Галле в Берлинскую обсерваторию, попросив его исследовать специально оговоренный участок неба на предмет нахождения там новой планеты. Ночью и ранним утром 23 и 24 сентября 1846 г. Галле и Генрих д’ Арре обнаружили планету на расстоянии одного градуса от рассчитанного положения. (Как мы видели ранее, имя, которое ей в конечном счете присвоили ,– Нептун – первоначально предназначалось для Урана.) Это стало причиной большого торжества, и не только во Франции, но оно омрачилось быстро распространившимся предположением, что предсказание Леверье оказалось отнюдь не первым.

Джон Куч Адамс был сыном корнуоллского фермера-арендатора, чья борьба за то, чтобы отправить сына в Кембридж оказалась оправданной, когда тот возглавил список успеваемости класса по математике в 1843 г. В ходе обучения его избрали членом своего колледжа (Св. Джона) и как только начались летние каникулы, он приступил к работе над проблемой Урана. К октябрю Адамс получил приблизительное решение и в феврале 1844 г. обратился через посредство Джеймса Чэллиса к Королевскому астроному Эри за более точными данными об Уране. Использовав значение Эри, он рассчитал величину массы, гелиоцентрическую долготу и элементы эллиптической орбиты предполагаемой планеты. Адамс передал свои вычисления Чэллису в сентябре 1845 г. Исторические документы, касающиеся того, кем, что и когда было предсказано, содержат пробелы, да это и не так важно, если бы не возникли споры по поводу приоритета. После двух попыток увидеться с Эри лично (в первом случае Эри находился в Париже) Адамс оставил копию своих расчетов в Гринвиче 21 октября 1845 г. Спустя несколько недель Эри отправил Чэллису письмо с необоснованными критическими замечаниями, неправильно написанным именем Адамса и превратно понятым статусом – он полагал, что Адамс был пожилым священником. В ноябре Эри написал письмо Адамсу с довольно конструктивной критикой, но тот не ответил. Без особого энтузиазма Эри попросил Чэллиса начать поиски планеты в июле 1845 г., но только раздражил Чэллиса своим тоном. Год спустя, начиная с 29 июля 1846 г., Чэллис приступил к поискам с почти беспрецедентной тщательностью, используя крупнейший на то время британский рефрактор, руководствуясь записями, составленными для него Адамсом. Несмотря на то что они, по-видимому, в значительной степени основывались на работе Леверье от 1 июня текущего года, Адамс по какой-то причине указал Чэллису место на небе, далеко отстоящее от правильного, и потому Гринвичское сканирование небосвода не привело к открытию новой планеты. После этого исследование, проведенное Леверье, как мы уже видели, позволило обнаружить планету в сентябре.

Джон Гершель был первым, кто привлек внимание общественного мнения к достижению Адамса в письме, опубликованном в Лондонском литературном журнале «Атенеум» в октябре 1846 г. В решительном риторическом сочинении он сослался на выступление, сделанное им в Британской ассоциации содействия развитию науки 10 сентября. В нем он намеревался говорить о движениях планет, испытывающих «дрожь от далеко простертых возможностей нашего анализа» (отсылка к теории возмущений), «точность которого едва ли уступает наблюдательным свидетельствам». Эта сомнительная ретроспектива, нарисованная сыном первооткрывателя Урана, явно намекала на причисление обсуждаемого открытия к заслугам британской астрономии. Вполне возможно, что когда он в первый раз произносил эти слова, они не содержали сознательной отсылки ни к Адамсу, ни к какому-либо другому человеку. Как бы то ни было, это вызвало горькие разногласия, частью по поводу приоритета, а частью – по поводу поведения Эри и Чэллиса в этом деле. По заявлению Чэллиса, сменившего Эри на посту плюмианского профессора астрономии в Кембридже, когда в 1835 г. Эри стал Королевским астрономом, во время поиска планеты в 1845 г. и наблюдения положений требуемых звезд в надежде, что одно из них со временем изменится, он нашел среди звезд ту, которая, как оказалось, соответствовала планете. Однако он не обработал должным образом свои наблюдения, поскольку был занят кометами и не слишком-то и верил в предсказание Адамса. Кто-то увидел в этом не признание в небрежности, а основание выдвижения претензий на приоритет, утверждая, что планета была «обнаружена» 12 августа. И все же почестями осыпали Леверье, а Адамсу досталась лишь малая их часть, хотя в 1848 г. Королевское общество посчитало нужным дать ему свою высшую награду – медаль Копли. Ту же самую награду получил и Леверье сразу же после совершения открытия.

В долгосрочном плане двумя главными миротворцами в этом печальном эпизоде выступили Джон Гершель со стороны Англии и Жан-Батист Био со стороны Франции. Однако шовинистическая полемика вокруг Адамса на этом не закончилась. В 1850‐х гг. он обнаружил серьезную ошибку в трактате Лапласа о вековом ускорении движения Луны. Решение было принято в пользу Адамса, но лишь после 1861 г., вслед за многими взаимными обвинениями. В результате величину ускорения уменьшили почти в два раза – с 10,58″ до 5,70″. В том же 1861 г. Адамс сменил Чэллиса на посту директора Кембриджской обсерватории.

В течение многих лет история Нептуна служила наглядным уроком кабинетного открытия: можно было позволить себе не иметь большого телескопа, но нельзя не изучать математику. Открытие еще одной планеты за Нептуном научило морали совсем другого толка. Хотя его пришлось ждать до 1930 г., поиски определенно поощрялись и ранее, благодаря усилиям богатого любителя из Новой Англии Персиваля Лоуэлла. Он был убежден, что обладает секретом тайны недостающей планеты: в точности как члены Лилиентальской группы, он разбирался в неких «резонансах» в движениях планет.

Лоуэлл основал обсерваторию во Флагстаффе в Аризоне, где воздух (как его убеждали) был устойчивее, чем где-либо еще во всей Северной Америке. Он приобрел большую известность благодаря своим наблюдениям поверхности Марса, а в 1908 г. благодаря своей книге, названной «Марс как прибежище жизни». Тема книги привлекала к себе интерес примерно три десятка лет, особенно в свете того, что Скиапарелли, используя прекрасный рефрактор Мерца Брерской обсерватории, в 1870‐х гг. изучил планету Марс и составил ее карту. Прорисовка серии тонких темных линий на оранжевой поверхности планеты придала ей интригующий характер, который, по его соображениям, имел геологическую природу, однако в результате использования безобидного итальянского слова canali (проливы), некоторые из его читателей решили, что его линии представляют собой искусственно построенные каналы. Лоуэлл писал, полагаясь на идеи, вытекавшие из этой замечательной возможности. Его рисунки марсианских каналов напоминали скорее лондонскую подземку, чем неправильной формы темные полосы на образцовых картах Скиапарелли. Лоуэлл был убежден собственными исследованиями марсианской поверхности: планета подвержена сезонным изменениям и он может зарегистрировать перемены в ее растительной жизни (ил. 192). Разумные существа, предполагал он, столкнувшись с нехваткой воды, построили ирригационные каналы и доставляют воду к своим жилищам от тающих полярных шапок. Согласно его мнению, мы видим не каналы как таковые, а окаймляющие их полосы растительности. Большинство профессиональных астрономов отнеслись к этой идее скептически, особенно когда он пришел к выводу, что сделанные им рисунки Венеры и Меркурия также демонстрируют наличие каналов, хотя в некоторых кругах она господствовала вплоть до космической программы «Маринер» 1960‐х гг., особенно до полета «Маринера-4» в 1965 г. Так был положен конец этой идее в большинстве астрономических умов, хотя один энтузиаст, Карл Саган, отказался терять надежду, настаивая, что растения и животные могли сохраниться во влажных расщелинах. Его вера, в виду популярности его сочинений и широкой известности на американском телевидении, оказалась материально полезна в обеспечении фондов (свыше миллиарда долларов), необходимых для проекта «Викинг», который исследовал планету в 1976 г. И снова не удалось обнаружить никаких свидетельств марсианской жизни ни в какой форме. Однако в поиске марсианских приключений надежда умирает последней. В 1996 г. высказывалось предположение, что марсианский метеорит, найденный в Антарктике, содержит в себе маленькие сфероиды, напоминающие бактерии; но запрос на два миллиона долларов США для оживления самой идеи был отклонен. И затем в 2006 г. искусственный спутник Марса Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства (НАСА) заметил овраг на Марсе – овраг, в глубине которого, предположительно, в течение нескольких последних лет могла течь вода. (О создании НАСА см. ниже на с. 928.) Если одни отдавали предпочтение мысли о жидкой двуокиси углерода, то другие вновь упоминали о воде под марсианской поверхностью, способной обеспечить жизнь микроорганизмов. Вне зависимости от того, что действительно происходит на Марсе, астробиология все еще полна жизни.

192

Одна из многочисленных карт марсианской поверхности, нарисованная Персивалем Лоуэллом. Он подготовил ее для одиннадцатого издания «Британской энциклопедии», сопровождающая статья которой, написанная Саймоном Ньюкомом, была весьма великодушной. На карте показана половина сферы, а вторая половина демонстрировалась на другом рисунке. Обе они основывались на глобусе работы Лоуэлла. К обозначению деталей применен творческий подход с использованием классических греческих представлений. Больше всего обращает на себя внимание Элизий, обиталище блаженных после их смерти.

Предположения Лоуэлла о резонансах довольно быстро попали в немилость, но это случилось после того, как они привели к одному замечательному следствию. Лоуэлл был согласен с гипотезой Томаса Чемберлина и Фореста Рея Моултона, что планеты образовались из вещества, выброшенного из Солнца после близкого прохождения рядом с ним другой звезды. (Мы продолжим эту тему в главе 16.) Его идея заключалась в том, что после образования одной планеты следующая будет стремиться образоваться в том месте, где ее период обращения будет определяться простым отношением к периоду предыдущей – скажем, как 5 к 2, если взять случай Сатурна и Юпитера. Уран следует за Сатурном с троекратно более долгим периодом; а Нептун следует за Ураном с двукратным превышением периода. (Лоуэлл слегка подтасовывал эти значения, довольно неопределенно рассуждая о каких-то возмущениях.) Тогда почему бы не предположить существование некой «Планеты X» за пределами орбиты Нептуна с периодом обращения, удовлетворяющим этой схеме простых соотношений?

Он попытался последовать примеру Адамса и Леверье, добавив Нептун в список возмущаемых планет, но не обладал для этого их математической компетенцией. С помощью К. О. Лампланда, фотографировавшего соответствующие участки, он безуспешно искал Планету X с 1905 г. до конца своей жизни. В знак проявления уважения поиски продолжались и после его смерти, уже с учетом возросших вычислительных возможностей, и в итоге Клайд Уильям Томбо, который использовал для этого 13-дюймовый телескоп с широким полем зрения, построенный специально для этих целей, в 1930 г. обнаружил искомый объект. Благодаря его движению, а не внешнему виду удалось установить, что объект, который впоследствии будет назван планетой Плутон, был зарегистрирован 23 и 29 января. Планета, как позже выяснилось, оставляла свой след и на более ранних пластинках, но ее не заметили; поиски планеты за орбитой Нептуна, осуществляемые в 1919 г. Милтоном Л. Хьюмасоном, потерпели неудачу только потому, что хотя Плутон был на двух его пластинках, в одном случае его изображение попало на наплыв эмульсии, а в другом его почти полностью скрыла яркая звезда.

Небезынтересно происхождение названия планеты. Широко известный оксфордский ученый и библиотекарь Фолконер Мадан узнал об открытии из газеты «Таймс» (Лондон), где говорилось о необходимости присвоить ей имя. Он сообщил об этом своей одиннадцатилетней внучке Венеции Берни, которая предложила название «Плутон», название так понравилось Мадану, что он сразу же принялся названивать профессору астрономии и своему другу Г. Х. Тернеру. Того не оказалось на месте, поскольку в это время проходило заседание Королевского астрономического общества, на котором никто так и не смог предложить подходящего имени. Возвратившись, он нашел записку Мадана и настолько впечатлился, что сразу же отправил телеграмму в обсерваторию Лоуэлла. Месяц спустя название было утверждено. Оно оказалось в высшей степени удачным, поскольку планете получилось присвоить астрономический символ, составленный из инициалов Лоуэлла – букв «P» и «L». В возрасте 87 лет Венеция Фэйр (в девичестве Берни) по причине преклонного возраста была вынуждена отклонить приглашение НАСА присутствовать при запуске первого космического аппарата к Плутону. Она еще знала наизусть расстояния до планет и не забыла, что ее двоюродный дед Генри Мадан был первым, кто предложил назвать спутники Марса именами «Фобос» и «Деймос».

Несмотря на незаурядную теоретическую составляющую работы, приведшей к открытию Плутона, в математике имелись значительные пробелы, и решающая роль принадлежала систематическим поискам. Как известно сегодня, масса Плутона просто слишком мала для создания ожидаемых возмущений Нептуна и Урана. На деле, масса Нептуна превосходит массу Плутона в десять тысяч раз, что четко обозначает бессмысленность попыток Лоуэлла воспроизвести процедуры Адамса и Леверье; но этим занимался не только он. Уильям Генри Пикеринг, младший брат более именитого гарвардского астронома Эдуарда Чарльза Пикеринга, был другом и советником Лоуэлла и тоже искал фотографическими методами планету за Нептуном, начиная с 1907 г., используя расчеты, вряд ли уступавшие сделанным во Флагстаффе. Но ее обнаружили на пластинках, полученных Пикерингом в 1919 г., лишь после открытия Томбо.

Обвинение в том, что это открытие явилось результатом в некотором смысле случайных обстоятельств, странным образом перекликается с похожим обвинением, выдвинутым против Адамса и Леверье Бенджамином Пирсом и С. К. Уокером в Америке. После нескольких месяцев наблюдений за Нептуном стало ясно, что его орбита очень сильно отличается от предсказанной, то есть от допустимого расстояния, согласующегося с законом Тициуса – Боде. В пределах имеющихся данных, как было отмечено, может быть получено несколько различных решений, и в период, когда обнаружили Нептун, «реальная» планета лишь случайным образом приблизительно совпала с тем положением, где должна была находиться расчетная планета. Многие европейские астрономы, не только Леверье, приложили немалые усилия для оспаривания этих обвинений. В то же время другие полагали: это ясное свидетельство бескомпромиссной честности и открытости американской науки. Критика американцев содержала в себе много полезных моментов, но была представлена дезориентирующим образом. Ее авторы, похоже, полагали: сами они являются теми, кто «знает реальную планету», поскольку значения параметров Нептуна (таких, как расстояние) известны им лучше, чем их предшественникам. Финалом этого скользкого пути стало следующее заключение: астрономы никогда не узнают, что же такое на самом деле реальный Нептун, и, по тем же соображениям, не могут обладать точным знанием ни о каком другом «реальном» небесном теле.

У Плутона, как сегодня известно, есть близнец, диаметр которого всего лишь в два раза меньше. Если мы опишем его партнера не как спутник, а как пару, то это парное образование будет единственной двойной планетой в Солнечной системе. Открытие было сделано Джеймсом У. Кристи из Военно-морской обсерватории США, занимавшимся изучением фотопластинок с Плутоном, пытаясь улучшить наше знание его орбиты и положения. Новый спутник или планету назвали Хароном – по имени лодочника, перевозящего души умерших через реку Стикс (некоторые полагают, что это не река, а скорее озеро) в Аид – подземное царство Плутона. Греческая мифология еще не вполне исчерпана. Неопровержимо достоверное изображение Харона и Плутона было получено 2 июля 1978 г. В мае 2005 г. наблюдения с помощью космического телескопа «Хаббл» НАСА (о нем мы подробнее поговорим ниже на с. 983) продемонстрировали наличие еще двух спутников, обращающихся вокруг Плутона, эти наблюдения удалось дополнительно подтвердить в феврале. Искать новые имена в опустошенной дочиста сокровищнице классического знания стало невероятно трудно. (Пятое издание «Словаря названий малых планет» Международного астрономического союза – книга, объясняющая, помимо прочего, основы именования очень многих астероидов между Марсом и Юпитером, содержит более тысячи страниц.) По всей вероятности, проблема усугубится к 2015 г., или около того, когда автоматическая межпланетная станция НАСА «Новые горизонты» достигнет Плутона, рядом с которым наверняка существуют еще не открытые соседи8. Космический корабль с приборами для исследования состава и структуры атмосферы планеты, изучения частиц пыли из пояса Койпера и изучения эффекта солнечного ветра на огромных расстояниях от Солнца был запущен на борту ракетоносителя «Атлас-5» с мыса Канаверал в январе 2006 г.

Если все пройдет хорошо, то после Плутона космический аппарат отправится обследовать один из объектов пояса Койпера9. Пояс назвали в честь Джерарда Петера Койпера, американца голландского происхождения и мирового светила планетной астрономии своего времени. В число открытий Койпера входят спутник Юпитера и спутник Урана (Миранда, 1948), а также наличие атмосферы на Титане. Он высказывался о существовании пояса кометоподобных обломков на окраине Солнечной системы, в которых он видел потенциальный источник короткопериодических комет. Койпер умер в 1973 г., за двадцать лет до того, как его догадки о «поясе Койпера» удалось окончательно подтвердить. По современным представлениям, даже спутник Нептуна Тритон принадлежал поясу Койпера до того, как был захвачен Нептуном.

Независимо от того, заслужил или нет Плутон носить титул «планета» и «случайным» или нет было его открытие, мы не должны недооценивать трудности определения его местоположения. Если смотреть с Земли, его угловые размеры будут меньше одной трети секунды дуги, а это значительно ниже предела выявления каких-либо деталей на его поверхности. Яркостью Плутона обладают двадцать миллионов звезд нашего неба, и сегодня можно часто услышать, что подобные планеты Солнечной системы могут обнаруживаться в будущем, только в результате систематического поиска инструментами столь же мощными, как космический телескоп «Хаббл». (Присоединяясь к гордым заявлениям создателей телескопа, повторим, что он может зарегистрировать тусклый огонек светлячка на расстоянии 8500 миль, а вместе с ним и его напарницу, если они будут находиться друг от друга на расстоянии всего лишь десяти футов.) Объект сопоставимой яркости был открыт командой астрономов (Майкл Браун, Чад Трухильо и Дэвид Рабинович) 5 января 2005 г. на изображении, полученном 21 октября 2003 г. Команда в течение нескольких лет осуществляла систематический поиск крупных тел в поясе Койпера за Нептуном и до этого уже обнаруживала другие объекты, хотя и не такие большие, как этот новый. Обозначенная как 2003 UB313 и провидчески прозванная Зеной по имени героини американского телесериала, она в итоге получила официальное название Эрида (136199 Eris) в честь греческой богини раздора. В свете последних событий представительница гуманоидной расы ворта, носящая такое же имя в сериале «Звездный путь», могла бы быть более соответствующим прототипом.

Оказалось, что диаметр этого нового «транснептунового объекта» (ТНО) чуть больше, чем диаметр Плутона (2400 километров против 2306), а потому возник неизбежный вопрос: следует ли считать его десятой планетой Солнца?10 В тот же день июля 2005 г. было объявлено о двух других больших ТНО, и стало ясно, что, по всей вероятности, со временем их будет обнаружено еще больше, а это – как посчитали некоторые – девальвирует понятие «планета». На генеральной ассамблее МАС, состоявшейся в Праге в августе 2006 г., была предпринята попытка установить новые правила присвоения этого титула, по поводу чего разгорелись затяжные дебаты. В итоге решили дать новое определение этому слову, то есть переквалифицировать Плутон, Цереру и Эриду таким образом, чтобы с этого момента они считались «карликовыми планетами». В качестве уступки Плутон выбрали как прототип этого нового семейства транснептуновых объектов, но по мнению тех (как внутри, так и вне профессионального сообщества), кто проявлял эмоциональную привязанность к идее плутонова планетного царства, этого оказалось недостаточно; а включение Плутона в список астероидов под номером 134340, по всей видимости, только подлило бы масла в огонь. Интернет-обращение Планетологического института и Юго-западного исследовательского института США подписали триста профессиональных астрономов, поклявшиеся не принимать нового определения планеты. С другой стороны, Майк Браун, один из членов команды, открывшей Зену/Эриду, выступил в поддержку решения МАС. Поднимаемые вопросы часто касались того, имеет ли МАС право единолично регулировать столь широкие культурные аспекты. А если нет, то кто должен принимать решение? Вопрос еще не успели передать в Совет Безопасности ООН.

В 2005 г. возникли разногласия и другого толка, они касались открытия еще одного объекта в поясе Койпера. Команды из Обсерватории Сьерра-Невада в Испании и Калифорнийского технологического института США почти одновременно обнародовали свои наблюдения планетоподобного объекта, сопоставимого с Плутоном по массе, но с еще более замечательными качествами. Период его вращения, как удалось установить, составляет всего лишь 3,9 часа, при этом отмечалось, что по форме он напоминал мяч для игры в регби или американский футбол, а для остального мира – был просто сплющенным по бокам. Обозначенный до того, как ему присвоят название, объектом пояса Койпера 2003 EL₆₁11, обладает почти такой же отражательной способностью как чистый снег, поэтому считается, что он полностью покрыт льдом. У него как минимум два спутника. В конечном счете, после некоторых разногласий, испанская группа отозвала свои претензии на приоритет. Позже этот объект был найден на изображениях, датируемых 1955 г. Все та же история.

Параллактические измерения Бесселя утвердили профессиональных астрономов во мнении о преимуществе ахроматических рефракторов в сравнении с большими и неповоротливыми рефлекторами как инструментами для точных измерений. Одним из профессионалов, чья астрономическая репутация сопоставима с репутацией Бесселя, был Ф. Г. В. Струве, покинувший (как мы уже упоминали) в 1833 г. Дерпт, чтобы основать блистательную императорскую обсерваторию в Пулково, недалеко от Санкт-Петербурга. Пользуясь финансовой поддержкой царя Николая I, Струве получил возможность покровительствовать лучшим изготовителям инструментов.

Поскольку семья Струве дала науке не менее пяти астрономов (а некоторые из них были выдающимися), будет уместно упомянуть здесь об их родственных отношениях, поскольку их часто путают. Фридрих Георг Вильгельм был отцом Отто Вильгельма – не говоря о других его семнадцати детях от двух жен. Сыновья Отто, а именно Карл Герман и Густав Вильгельм Людвиг, оба стали астрономами. У каждого из последних было по сыну-астроному – Георг Отто Герман и Отто соответственно. Основателя этой династии изначально отправили из Германии в Россию, чтобы избежать призыва на военную службу. Его сын Отто Вильгельм стал его преемником в Пулковской обсерватории, но, подав в отставку после пятидесяти лет службы в обсерватории, переехал в Германию. В третьем поколении Густав занимал в России различные астрономические должности, в то время как Карл Герман оставался там до 1895 г., когда принял директорство над Кенигсбергской обсерваторией. Карьера сына Карла продолжилась в Германии и оказалась не такой выдающейся, хотя он провел важные исследования Сатурна. Отто, младший из шести, подвергся серьезным испытаниям, когда его исследования были прерваны Гражданской войной в России, поскольку он вступил в армию генерала Деникина только для того, чтобы быть изгнанным со своей родины Красной армией. В 1921 г. он сумел добраться через Турцию до Америки и до Йерксской обсерватории, которую в итоге и возглавил.

Когда глава династии Фридрих Струве покинул Дерпт и переехал в Санкт-Петербург, он взял с собой великолепный дерптский рефрактор Фраунгофера (ил. 193). Царь купил ему множество других прекрасных инструментов, изготовленных такими мастерами, как Эртель, Репсольд, Мерц, Траутон, Дент, Плёссл и Пистор, и через десять лет или около того у него в Пулково была на тот момент самая оснащенная в мире обсерватория. Он приобрел для нее самый большой из когда-либо сооруженных рефракторов – с 38-сантиметровым ахроматическим объективом Мерца и Малера – на монтировке, изготовленной в Гамбурге фирмой «Репсольд и сыновья». Позже, когда его сын узнал о совершенстве мастерства американской фирмы «Алван Кларк и сыновья», там заказали 30-дюймовый объектив. Будучи установленным Репсольдом, он также в течение очень короткого времени оставался самым большим в мире (ил. 194). Сначала его незначительно обошел инструмент Медонской обсерватории, а затем объективы Алвана Кларка для рефракторов Ликской (36 дюймов [91 сантиметр]) и Йерксской (40 дюймов [102 сантиметра]) обсерваторий. В итоге последнему из этих инструментов было суждено попасть во владение другого члена династии Струве. Спустя более ста лет после того как его построили, он остается самым большим рефрактором в мире, хотя надо сказать, что размер – это не главное. Йерксский инструмент (1898), который моложе Ликского на десять лет, был установлен в гораздо более низком месте – не в Калифорнии на горе Гамильтон, а в Висконсине. Когда в том же 1898 г. Лик приобрел в дополнение к своему рефрактору 36-дюймовый рефлектор Кроссли, Ликская обсерватория все еще могла претендовать на звание мирового лидера. Она оставалась таковой еще в течение десяти лет, после чего этот титул переняла Обсерватория Маунт-Вилсон со своим 60-дюймовым рефлектором.

193

Рефрактор с объективом 26 сантиметров (10 дюймов), изготовленный Йозефом Фраунгофером для обсерватории Ф. Г. В. Струве в Дерпте (в настоящее время Тарту, Эстония). Это был последний, наикрупнейший и лучший телескоп Фраунгофера. Обратите внимание на штанги с тяжелыми шарами в непосредственной близости от окуляра, сконструированные таким образом, чтобы противодействовать изгибанию трубы телескопа под собственным весом.

194

Пулковский 30-дюймовый (76-сантиметровый) рефрактор 1885 г. Монтировка была изготовлена фирмой «Репсольд и сыновья» в Гамбурге, а оптика – фирмой «Алван Кларк и сыновья» в Кембридже, штат Массачусетс. В течение двух лет он являлся крупнейшим рефрактором в мире, каковым был и предыдущий пулковский 15-дюймовый рефрактор 1839 г. В 1887 г. в Ницце построили еще один 30-дюймовый рефрактор, в то время как для Парижской обсерватории, аванпоста Медоны, были построены другие, чуть бóльшие рефракторы. Вскоре, благодаря новым профессиональным предпочтениям, отданным рефлекторам, лидерство навсегда перешло к гигантским рефракторам Ликской (36-дюймовый) и Йерксской (40-дюймовый) обсерваторий.

После этого отступления, посвященного последним почтенным рефракторам, вернемся к Струве: помимо исполнения обязанностей государственного астронома, чье участие было крайне необходимо для картографирования огромной континентальной империи, он поставил себе задачу продолжить исследование Уильяма Гершеля, касающееся двойных звезд, и к тому времени, когда он опубликовал свой каталог 1827 г., он уже зарегистрировал положения 122 000 звезд (3112 из них были двойными). К 1847 г. он и его сотрудники распространили его на все северное небо, и каталог 1852 г., в котором было проведено сравнение положений 2874 звезд с положениями, полученными его предшественниками (от Брэдли до Грумбриджа), представляет собой памятник точности и обстоятельности XIX в., сопоставимый с тем, что сделал Бессель. Однако Струве глядел дальше. Он хотел решить проблему, поставленную Гершелем. Действительно ли звезды распределены в соответствии с какой-либо распознаваемой структурой? Есть ли какая-нибудь ощутимая зависимость между расстояниями до звезд и их звездными величинами? Он пришел к выводу, что снижение блеска звезд, изучаемое Гершелем, а теперь штатом Пулковской обсерватории, лишь частично объясняется убыванием света согласно закону обратных квадратов. Частично, как он полагал, это может быть также результатом поглощения света в межзвездном пространстве. Вычисленные им значения поглощения находятся в весьма хорошем соответствии с современными значениями в окрестностях Млечного Пути – объекта, который он изучал.

Несмотря на достоинства рефрактора, продемонстрированные профессиональными обсерваториями, особенно в точных измерениях, у рефлектора были все преимущества там, где требовалась высокая светосила. Однако эти преимущества проявлялись медленно и никогда бы не реализовались, если бы все придерживались консенсуса, разделяемого большинством изготовителей телескопов. Согласно Уильяму Парсонсу, казалось, все они считали, что «после открытий Фраунгофера рефрактор одержал полную победу над рефлектором, и все попытки усовершенствовать последний инструмент ведут к провалу». Когда в 1833 г. Джон Гершель взял на мыс Доброй Надежды любимый телескоп своего отца с зеркалом диаметром 47 сантиметров (если говорить о длине, то обычно его называли «20-футовый» телескоп), в мире не существовало более совершенного рефлектора, несмотря на то что ему было уже полсотни лет.

Возвращение рефлектора к жизни приходится примерно на 1840‐е гг. и является результатом работы трех любителей: Уильяма Ласселла, английского пивовара, установившего свои рефлекторы (с объективами 23 сантиметра и 61 сантиметр) на экваториальных монтировках фраунгоферова типа; Скота Джеймса Холла Несмита, одного из величайших инженеров столетия, построившего несколько прекрасных инструментов (прежде всего, с объективами 25, 33 и 51 сантиметр) с замечательными механическими качествами и с новым типом оптической схемы; и ирландского землевладельца Уильяма Парсонса, третьего графа Росса, который осуществил свое стремление построить зеркало большее, чем у Гершеля.

Ласселл проектировал и применял станки для шлифовки и полировки своих зеркал. В 1846 г. он открыл с помощью своего большого инструмента спутник Тритон, обращающийся вокруг недавно открытой планеты Нептун. Двумя годами позже, одновременно с У. К. Бондом из Гарварда, он обнаружил восьмой спутник Сатурна Гиперион; а в 1851 г. два дотоле неизвестных спутника Урана – Ариэль и Умбриэль. Он взял этот инструмент на Мальту, где в надежде найти другие спутники определил положение более 600 новых туманностей, но спутников более не обнаружил. Несмит с самого детства был фанатичным астрономом-любителем, он спроектировал и построил несколько телескопов. После выхода в отставку в 1856 г. он удвоил свои усилия, но и до этого его внимание было в высшей степени сосредоточено на Солнце и Луне. За исключительные рисунки Луны в 1851 г. его удостоили золотой медали на Всемирной выставке в Лондоне. Он первым обратил внимание (и стал причиной определенных разногласий после обнародования этого в 1861 г.) на то, что поверхность Солнца имеет особую, гранулированную структуру, напоминающую, как он выразился, «ивовые листья». В 1870‐х гг. он изготовил впечатляющие фотографии «лунной поверхности», не самой Луны в буквальном смысле, сфотографировать которую было непросто, а созданных им гипсовых моделей. Под косыми солнечными лучами они отбрасывали четкие и очень правдоподобные тени. Однако наиболее памятный его вклад в астрономию относится к инструментальной механике.

В 1849 г. Несмит построил 51-сантиметровый (20-дюймовый) рефлектор и установил его на поворотной площадке собственного изобретения, эта конструкция снова вошла в моду в конце XX в. для целого класса очень больших альт-азимутальных инструментов. В этой конструкции окуляр устанавливался на торце одной из цапф, на которых вращается инструмент, зеркало внутри главной трубы изменяет направление луча, отраженного от вторичного зеркала наподобие того, как это делается в телескопе Кассегрена. Обычный кассегреновский телескоп с окуляром, расположенным за главным зеркалом, особенно труден в обращении, если наблюдение ведется в направлении зенита, теперь же Несмит мог находиться в вертикальном положении и производить наблюдение с боковой стороны. Если судить по уже случившимся авариям, связанным с большими рефлекторами, то эти конструкции должны были оставить нам в наследство множество поломанных деталей. Современные альт-азимутальные инструменты могут нести на себе кабины для наблюдения и огромное количество оборудования на платформах у обеих цапф, которые сохраняют горизонтальное положение при движении. Внутреннее зеркало перенаправляет луч света на нужную цапфу к «фокусу Несмита». Типичный современный инструмент подобного рода изображен на ил. 195 (система Кассегрена уже была представлена нами на ил. 161 в главе 12).

После окончания университетов в Дублине и Оксфорде Уильям Парсонс (он был лордом Остмантаунским, а после смерти отца взял себе титул графа Росса) стал членом палаты общин. Он знаменит своей порядочностью, что редко встречалось в ирландской политике того времени, у него была только одна страсть – изготовление телескопических зеркал прекрасного качества. Росс работал с металлом «спекулум», отшлифованным и отполированным с помощью станка с паровым двигателем, непрерывно охлаждаемым в ходе работы. Металл отличался хрупкостью, и Гершель добавлял в него побольше меди, делая его прочнее, однако это понижало его отражательную способность. Росс пробовал отливать зеркала сегментами, удерживая металл «спекулум» на латунной подложке с таким же коэффициентом расширения. Особенно трудно удавалось соблюсти правильность линий совмещения сегментов в готовой мозаике, и сначала качество изображения было низким, но после неоднократных экспериментов он нашел другое решение. Росс понимал, что проблема отливки заключается в контроле снижения температуры. Он экспериментировал с различными видами литейных форм, составленными частью из песка и частью из металла, и охлаждал свое 90-сантиметровое зеркало не менее двух недель в специально построенном для этого здании. Получилось зеркало прекрасного качества. А вот погода в окрестностях его замка Бирр таковою не была, и все же в редкие моменты, когда небо расчищалось, он различал гораздо больше деталей в скоплениях и туманностях. Он обнаружил в центре туманности М57 – объекте в созвездии Лира, напоминающем диск, – очень слабую голубую звезду. Это еще одна из «планетарных туманностей», убедивших Гершеля в реальном существовании туманностей.

195

Типичный современный альт-азимутальный телескоп очень больших размеров. В данном случае используется телескоп кассегреновского типа в сочетании с идеей Джеймса Несмита, заключающейся в отводе светового луча, возвращенного вторичным зеркалом (вверху), и перенаправлении его сквозь ту или иную цапфу в «фокус Несмита». Собственный инструмент Несмита 1849 г. сильно напоминал артиллерийское орудие, главным образом из‐за центральной трубы, как и на настоящем рисунке.

196

Зеркальный телескоп с объективом диаметром 6 футов (1,8 м), изготовленный в Парсонстауне (Ирландия) графом Россом. Конструкция телескопа позволяла использовать в нем как систему Ньютона, так и систему Гершеля. На верхнем рисунке представлен вид с юга, «демонстрирующий положение телескопа, когда человек заходит в трубу, чтобы закрепить малый отражатель [зеркало] и снять защитную крышку с большого зеркала в процессе подготовки к ночной работе». На нижнем рисунке – расположение телескопа, если смотреть на него с северной стороны.

197

Рисунок графа Росса (опубликован в 1850 г.), на котором изображена спиральная структура, открытая им в «туманности» Мессье 51 весной 1845 г. с помощью нового гигантского телескопа. Он не сразу оценил в полной мере то, что обнаружил, и в другом наброске, сделанном в июне 1845 г., спиральность еще более очевидна. Он упоминал о взглядах своих предшественников: «двойная туманность без звезд» (Мессье); «яркая круглая туманность, окруженная гало или сиянием на некотором расстоянии от нее» (Уильям Гершель). Джон Гершель зафиксировал ее внутреннюю структуру, но воспринял ее как раздвоенное кольцо.

Росса настолько воодушевили его разнообразные открытия, что вместе с работниками своего поместья и другими помощниками он приступил к созданию зеркала диаметром 183 сантиметра и весом около 4 тонн. Через пять лет, после пяти попыток и четырех катастроф, зеркало «Парсонстаунского Левиафана» успешно отлили, отшлифовали и отполировали. Тяжелую трубу телескопа (ил. 196) было крайне сложно подвесить: ее поднимали в проеме между двумя несущими стенками восемнадцатиметровой высоты, установленными в плоскости меридиана, поэтому большинство звезд оказывались доступными для наблюдений только в течение часа или около того. Для защиты огромного зеркала от деформаций под действием собственного веса оно было укреплено на железной платформе, покрытой войлоком.

Левиафан, являвшийся на то время самым большим телескопом в мире, был введен в эксплуатацию в феврале 1845 г. К апрелю Росс совершил свое наиболее знаменательное открытие, а именно – спиральную структуру туманности М51, что он великолепно изобразил на рисунке. Это изображение приведено на ил. 197. Он обнаружил аналогичную структуру и у некоторых других туманностей. Однако в Ирландии бушевал массовый голод, и ему пришлось на несколько месяцев забыть о своем телескопе. (В это время Росс вернул бо́льшую часть своей ренты, чтобы смягчить бедствие своих арендаторов.) Когда наблюдения возобновились, он имел перед собой четкую программу – исследовать форму туманностей. Ему помогали в этом его старший сын, который продолжил эту программу после его смерти, и Томас Ромни Робинсон, а также разные другие друзья и наемные наблюдатели.

Росс был убежден, что спиральная структура туманностей должна содержать в себе важную динамическую информацию. Он обладал степенью по математике, но без дополнительной информации ничего не мог поделать, и должно было пройти много десятилетий, прежде чем оказалось возможным приступить к формальному решению этой проблемы. Поэтому астрономы замка Бирр начали систематический поиск спиральных туманностей и обнаружили их во множестве. Некоторые из них относились к типу, теперь известному как галактики Сейферта. (Они обладают высокоплотными центрами, и недавно было признано, что источником их энергии служат черные дыры.) Нередко детали рисунков, изготовленных в Бирре, продолжали сохранять огромное значение даже после возникновения астрономической фотографии. Огромный рефлектор продолжал регулярно использоваться, находясь на одном и том же месте, до 1878 г., когда астроном датского происхождения Дж. Л. Э. Дрейер уволился из Бирра, чтобы получить место в национальной обсерватории в Дансинке. Дрейер, широко известный как историк астрономии, помимо этого, составил спустя некоторое время знаменитый «Новый общий каталог туманностей и звездных скоплений». Его номера с номенклатурой NGC все еще используются для обозначения подобных объектов: например, планетарная туманность Гершеля имеет обозначение NGC 1514.

Помимо прочего, работа Росса способствовала изменению моды в телескопостроении в пользу больших рефлекторов. Конечно, астрономы продолжали делать открытия и на больших рефракторах – как это было в случае с Асафом Холлом в 1877 г., открывшим спутники Марса с помощью Вашингтонского инструмента, оснащенного объективом Кларка. Наряду с упомянутыми ранее рефракторами, Дублинская фирма Грабб изготовила в 1880‐х гг. для Кембриджа объектив диаметром 63 сантиметра, а братья Поль и Проспер Анри в Париже изготовили 76-сантиметровый рефрактор для Ниццы и 83-сантиметровый – для Медона. Были произведены и более совершенные объективы – например, во Франции в мастерской Мантуа из стекла фабрики Сен-Гобена и в Германии в фирме Карла Цейсса в Йене, основанной при поддержке знаменитого оптика-теоретика Эрнста Аббе. Астрономия особенно обязана Карлу Цейссу, который начинал как игрушечник. Цейсс основал свой небольшой оптический бизнес в 1846 г. в Йене, а к 1880‐м гг. он работал в тесном сотрудничестве с расположенным неподалеку стекольным производством Отто Шотта. Это было идеальное сочетание. Вскоре, благодаря государственной субсидии Пруссии, их совместная фирма значительно продвинулась в развитии и стала крупнейшим европейским производителем высококачественных оптических инструментов всех типов; она с легкостью удерживала эти позиции в период между двумя мировыми войнами.

Будущее телескопов было за рефлекторами в силу простого обстоятельства: стекло в центре объективов диаметром порядка метра настолько толстое, что поглощение света стало бы запредельным. Физическая деформация под тяжестью стекла также является проблемой. Однако следовало найти новый материал для замены металла «спекулум», неудобного для обработки. Стеклянные зеркала нельзя считать чем-то новым, и шлифовка и полировка достигли уровня высокого искусства, но прежние методы серебрения стекла были слишком грубы. В 1853 г. немецкий химик Юстус фон Либих изобрел методику нанесения тонкого и однородного слоя серебра на стеклянную поверхность с помощью водного раствора нитрата серебра. Эту методику демонстрировали на Всемирной выставке в Лондоне в 1851 г., но вскоре ее заново изобрел Либих, доведший ее до сведения широких научных кругов. Спустя два года знаменитый мюнхенский изготовитель инструментов Карл Август фон Штейнгейль и парижанин Жан Бернард Леон Фуко одновременно применили эту методику, нанося слои серебра на стеклянное зеркало, предназначенное для телескопа – на первый раз не слишком большое. Фуко, начавший свою карьеру отнюдь не как интеллектуал, проявил свое подлинное достоинство сначала в работе с маятником, наглядно демонстрирующим вращение Земли, а затем экспериментами, позволившими ему сравнить скорость света в воздухе и в воде. В 1853 г. Наполеон III пожаловал ему должность в Парижской обсерватории. Серебрение зеркала было завершено им в 1857 г.; а год спустя он внедрил еще одну технологически важную инновацию – «метод Фуко» для проверки качества изображения, производимого зеркалом.

Изготавливая второй телескоп – взятый им с собой на Мальту, – Ласселл последовал французскому примеру, посеребрив стеклянное зеркало. Вскоре стеклянные зеркала почти повсеместно стали стандартным решением при изготовлении рефлекторов. Последним большим зеркалом, которое должно было быть отлито из металла «спекулум», стал 120-сантиметровый экземпляр, предназначенный для Мельбурна, изготовленный Томасом Граббом в Дублине в соответствии с рекомендациями Королевского общества. Это оказалось ошибкой как по оптическим, так и по механическим соображениям (ил. 198). Зеркало было отправлено с защитным покрытием из шеллака. Во время его удаления поверхность оказалась испорченной. Через несколько месяцев директор обсерватории попытался освоить технику повторной шлифовки одного из самых больших телескопов в мире. И конечно же, потерпел неудачу; но затем Грабб сделал эту работу, потратив на это целых тридцать лет.

198

48-дюймовый кассегреновский рефлектор, построенный Томасом Граббом из Дублина и установленный в Мельбурне (Австралия). Конструкция показана в том виде, какой она была в 1867 г., до постройки раздвижной крыши. Зеркало Грабб сделал из металла, возможность использовать посеребренное стекло была отвергнута – не самое лучшее решение.

В течение недолгого времени после наступления эпохи стекла как материала для зеркальных объективов рефлекторам в целом стали отдавать большее предпочтение, чем рефракторам. Простейшие ахроматические объективы имели четыре оптические поверхности, каждая из которых требовала шлифовки, в то время как у зеркала – только одна. Его усовершенствование преобразованием сферической поверхности в параболическую оказалось не слишком сложным делом. Было и другое важное соображение. С появлением астрономической фотографии объективные линзы, всегда считавшиеся ахроматическими, больше не могли рассматриваться в качестве таковых, поскольку фотографическая эмульсия чувствительна к гораздо более широкому диапазону световых волн, чем воспринимает человеческий глаз.

199

М31, «Большая туманность» (галактика) в созвездии Андромеда, сфотографированная Айзеком Робертсом 1 октября 1888 г. с использованием его 20-дюймового (51-сантиметрового) рефлектора с посеребренным стеклянным объективом. Этот телескоп, изготовленный сэром Говардом Граббом в 1885 г. для использования в астрономической фотографии, можно увидеть сегодня в Музее науки Южного Кенсингтона (Лондон). Для получения этого изображения на стеклянном негативе потребовалась трехчасовая экспозиция, что свидетельствует о высоком качестве часового механизма Грабба.

Если шлифовать небольшие зеркала и придавать им нужную форму стало относительно простым делом (что доказали тысячи любителей), то век любителей сооружения самых больших инструментов стремительно шел к завершению. Фирма Грабба наконец возродила свою репутацию благодаря 51-сантиметровому рефлектору с объективом из стекла, изготовленному для Айзека Робертса в 1885 г. С его помощью Робертс заметно увеличил свою популярность, сфотографировав M31 – большую «туманность» Андромеды, отчетливо продемонстрировав ее спиральную структуру и сняв многие сомнения по поводу довольно двусмысленного рисунка М31, сделанного Бондом в 1847 г. (ил. 199). В ноябре 1886 г. Робертс добился еще одного успеха благодаря фотографии Туманности Ориона. Такую фотографию уже получили Дрэпер (1880), Жансен (1881) и особенно Э. Эйнсли Коммон (1883), но изображение, полученное Робертсом, продемонстрировало следующее: туманность оказалась по меньшей мере в шесть раз больше, чем это предполагалось ранее, и с ней соединена расположенная рядом туманность, которая отмечена в каталоге Мессье как отдельная.

К концу столетия ситуация целиком и полностью изменилась. Опыт Джорджа Хейла в Йерксе позволил ему понять пределы возможностей рефракторов. Ему повезло, что в составе обслуживающего персонала был рабочий-оптик с незаурядной квалификацией Джордж Ричи. И когда при поддержке гранта, выделенного Институтом Карнеги, началось строительство телескопа для обсерватории Маунт-Вилсон, ни у кого не оставалось сомнений в том, что это должен быть рефлектор. В ходе его постройки Хейл дважды менял свое мнение, планируя 1,5‐метровое зеркало, ставшее ступенькой для изготовления 2,5‐метрового зеркала – 100-дюймового телескопа Хукера, с помощью которого удалось получить огромное количество великолепных астрономических фотографий, столь широко использовавшихся в первой половине XX в. Будучи завершенной в 1918 г. и обладая весом около 100 тонн, решетчатая «труба» удерживалась на чрезвычайно прочной экваториальной монтировке с ярмом, хотя это и не позволяло наводить трубу на околополярные звезды (ил. 200). Наконец-то появился инструмент, достойный того, чтобы продолжить работу над выяснением формы и распределения туманностей, начатую задолго до этого Гершелем и продолженную Россом.

200

100-дюймовый (2,5‐метровый) телескоп Хукера обсерватории Маунт-Вилсон, завершенный в 1918 г. Обладая весом более 100 тонн, он держался на цилиндрических ртутных подшипниках, расположенных на концах полярной оси. Часовой механизм приводился в движение с помощью гири весом в 2 тонны.

По мере того как росла оптическая сила телескопов, начали накапливаться свидетельства существования неожиданного и зачастую странного распределения материи в пространстве. Кроме того, существовал аргумент Струве о важности поглощения света межзвездной средой, который в свою очередь имел отношение к парадоксу, отмечаемому Галлеем и другими. Когда считалось, что число звезд конечно (располагались ли они на сфере или нет, не играло решающего значения), в темноте ночного неба не было ничего загадочного, и Кеплер писал в 1610 г. в своем «Разговоре со звездным вестником», что «в бесконечной вселенной звезды заполняли бы небо таким образом, как мы это видим». Интуитивно понятно: вне зависимости от того, в каком направлении мы смотрим, если звезды не организованы каким-либо особенным образом вокруг того или иного места наблюдения (например, выстраиваясь в пустом пространстве по прямолинейным направлениям), то в бесконечной Вселенной с равномерно распределенными звездами луч зрения рано или поздно наткнется на поверхность какой-либо звезды. Небо должно быть наполнено светом. Этот очень простой способ представления данной ситуации, по всей видимости, не вызывал особой обеспокоенности у астрономов до Ольберса. Мы уже рассуждали о более сложном подходе Галлея, приведшем к аналогичному выводу, и о его вероятных источниках. В 1720 г. Галлей опубликовал две работы по проблеме темного ночного неба, и его решение этого парадокса заключалось в следующем: свет от далеких звезд уменьшается согласно закону обратных квадратов не до бесконечности, огромные расстояния ослабляют его сильнее, поэтому далекие звезды просто слишком тусклы для того, чтобы их можно было увидеть человеческим глазом.

Спустя поколение, в 1744 г., Шезо опять задался вопросом о том, почему небо не наполнено светом, исходя из средней поверхностной яркости звезд. Он объяснил темное ночное небо как результат межзвездного поглощения. На первый взгляд, этот эффект мог иметь такие же следствия, как и эффект Галлея, однако, как показал в 1848 г. Джон Гершель, одно только поглощение не решает всех проблем, поскольку межзвездная поглощающая среда будет разогреваться до тех пор, пока сама не начнет переизлучать энергию в количестве, равном энергии поглощения. Шезо не удалось решить эту проблему. В 1823 г. медик и астроном из Бремена Вильгельм Ольберс еще раз повторил объяснение с точки зрения межзвездного поглощения, и поскольку большинство из тех, кто обсуждал эту проблему в первой половине XX в., узнали о ней от него, парадокс темного ночного неба вошел в историю под именем «парадокса Ольберса». Ольберс знал Струве, и эта проблема была частью общего контекста исследования Струве, посвященного межзвездному поглощению.

Однако поглощение оказалось не единственным способом разрешения этого парадокса. В 1861 г. И. Г. Медлер предпочел другое объяснение, основывающееся на конечности возраста Вселенной. Идея заключалась в следующем: свету от далеких звезд просто не хватает времени достичь нас, так как это время ограничено возрастом Вселенной. Поскольку не существовало твердого и независимого астрономического знания о масштабах многих из этих расстояний или о процессе сотворения, это было не более чем предположение, но, как мы увидим далее, оно оригинальным образом послужило предзнаменованием будущих объяснений. В 1901 г. Уильям Томсон, лорд Кельвин, выбрал аналогичный путь решения этой головоломки. Он также полагал, что у звезд может быть конечное время жизни. Его решение было тщательно проработано и могло быть распространено на расширяющуюся Вселенную, обладающую конечным возрастом. Проблема темного ночного неба покинула фокус внимания астрономов только в конце XX в. Но прежде чем это произошло, астрономам пришлось серьезно отнестись к изучению физики Вселенной как единого целого. Считается, что их принудили к этому научные достижения, имевшие место вне астрономии. Мы вернемся к этому вопросу в главе 17.

Внедрение фотографии в астрономию в XIX в. во многом напоминало появление телескопа в XVII в., поскольку и то и другое выявило много нового и совершенно неожиданного. Первые фотографии Солнца и Луны почти сразу же продемонстрировали степень детализации, потребовавшую бы многих часов тщательного рисования от руки. С течением времени и по мере роста чувствительности фотографические пластинки регистрировали все более тусклые объекты, и к концу столетия удалось совершить множество открытий, которые невозможно было бы сделать без помощи фотографии. Однако не стоит забывать: даже до того, как стали доступны надежно работающие фотографические процессы, было известно, что часть материалов чувствительны к свету, невидимому для человеческого глаза, и некоторые из новых деталей можно объяснить с этих позиций.

История фотографии гораздо более продолжительна, чем история телескопа. С давних времен считалось общеизвестным, что под действием солнечного света одни вещества могут обесцвечиваться, а другие – темнеть. Многие химики XVII и XVIII вв. (в их числе Джозеф Пристли [1772], Карл Вильгельм Шееле [1777] и Жан Сенебье [1782]) открывали химическое воздействие света, в том числе света различных цветов. В 1802 г. Гемфри Дэви опубликовал отчет об экспериментах Томаса Уэджвуда по методам копирования рисунков или картин, сделанных на стекле или коже, на бумагу, обработанную нитратом или хлоридом серебра. Он не располагал средством, позволившим бы закрепить их. Первый реальный прогресс наступил только после десятилетий экспериментов, проводимых Жозефом Нисефором Ньепсом из Шалон-сюр-Сона (Франция). Камера-обскура или затемненная комната с небольшим отверстием или линзой, через которые изображение отбрасывалось на находящийся в ней экран, стали впоследствии почти повсеместно использоваться для целей демонстрации и произведения впечатления, а также как вспомогательное средство для изготовления набросков. В течение долгого времени Ньепс изо всех сил старался изготовить камеру, способную получать изображение на пластине, которую можно было бы использовать в печати. Он получил свои первые относительно удачные изображения в 1816 г., хотя нет сомнений в том, что они не удовлетворяли его первоначальным запросам.

В 1829 г., продолжая экспериментировать, он вступил в официальное партнерство с театральным декоратором и шоуменом с похожими интересами Луи Жаком Манде Дагером. Тут есть место для бесконечных споров по поводу ясных причин их многочисленных процессов, кто был ответственен за них и кому принадлежал приоритет в этом открытии; к тому же ситуация усугубилась после работ Уильяма Генри Фокса Тальбота, в 1835 г. вполне независимо получавшего в Англии крошечные негативы. Друг Тальбота Джон Гершель также имел свой серьезный интерес, и в числе прочего посоветовал ему использовать закрепитель (тиосульфат натрия), который в то время назывался гипосульфитом, как фиксирующее средство. (На счету Гершеля изобретение фотографических терминов «позитив» и «негатив», «моментальный снимок» и даже, в 1839 г., самого слова «фотография».) Благодаря использованию Дагером закрепителя, тот стал классическим фиксирующим средством. Для всего этого периода был характерен постепенный рост чувствительности – как человеческой, так и фотографической. Фокс Тальбот ни от кого не скрывал своих открытий, но запатентовал их и ожидал больших доходов, хотя его требования часто оспаривались. Однако именно Дагер (никогда не проявляющий особой чувствительности к правам своих соперников) сумел оказаться настолько предприимчивым, что донес фотографию до сознания всего мира, в значительной степени благодаря публикации ясного и доступного руководства, вышедшего на многих языках и во множестве изданий, которое рекламировало продаваемую им аппаратуру.

Точно так же как в астрономии для большой светосилы требуются максимальные входные отверстия, в фотографии время экспозиции может быть сокращено за счет увеличения апертуры. (Если быть точным, то относительной апертуры. Большинству читателей известно, что увеличение количества света, попадающего на пленку или прибор с зарядовой связью [ПЗС] в цифровой камере, достигается уменьшением параметра f/число12. Последнее определяется как отношение фокусного расстояния линзы к диаметру ее действующей апертуры.) В 1840 г., в надежде максимизировать свет от объекта в соответствии с астрономической практикой Александр Уолкотт открыл в Нью-Йорке первую в мире портретную мастерскую, где использовалась камера с большим вогнутым зеркалом. Более важный поворотный момент наступил в том же году, когда венский математик Йозеф Пецваль изобрел сложную линзу с невероятно большой светосилой, равной f/3,6. До этого экспозиция обычно длилась в течение нескольких минут. Представление о возможностях новой линзы дает следующий факт: к 1841 г. венский фотограф смог сфотографировать парад при ярком солнечном свете с экспозицией в одну секунду.

Фотографирование самого Солнца требует, очевидно, гораздо более короткой экспозиции, чем упомянутая, и, действительно, Фуко и Физо в Париже в 1845 г. было очень трудно добиться в достаточной степени короткой экспозиции. Типовой рефрактор обладал фокальным отношением порядка f/8. О регистрации тусклых изображений звезд в течение долгого времени нечего было и думать, но несколько весьма грубых дагеротипов Луны получил Дж. У. Дрэпер в Нью-Йорке в 1840 г. В Кембридже, штат Массачусетс, в конце 1840‐х гг. Уильям Крэнч Бонд, первый директор обсерватории Гарвардского колледжа, совместно со своим сыном Джорджем Филлипсом Бондом (будущим директором этой обсерватории) провели серию фотографических экспериментов. Их 38-сантиметровый рефрактор делил право называться самым большим рефрактором в мире. Воспользовавшись этим, они получили гораздо более четкий дагеротип, чем Дрэпер – фотографию, сделавшую большую рекламу обеим наукам. Менее эффектной, но не для профессиональных астрономов, была их фотография звезды Вега. Десятилетием позже, в 1857 г., молодой Бонд продемонстрировал достоинства более современного коллодионного процесса, хотя он не первый, кто это сделал.

Так началась эпоха астрономической фотографии, обязанная в равной мере как любителям, так и профессиональным астрономам. Фотографии сравнимой ценности получил Уоррен де ла Рю, богатый производитель бумаги родом из Гернси (Англия) с широкими интересами в области химии и техники. На Большой лондонской выставке 1851 г. (в которой он и его отец входили в жюри) он увидел дагеротипы Луны, полученные Бондами. Он повторил их достижение, будучи лишенным такого преимущества, как их прекрасный телескоп; и затем, в 1853 г., все еще продолжая интересоваться Луной, он опробовал мокрый коллодионный процесс. Это не единственный вклад де ла Рю в астрономическую фотографию. Потребность в слежении за небесным объектом во время, по необходимости, долгой экспозиции означала слежение за ним с помощью телескопа, плавно приводимого в движение механизмом, а не руками. Де ла Рю в значительной мере усовершенствовал механизм, который позволял это делать. Чуть позже мы подробнее расскажем о его пионерской работе в области солнечной фотографии.

Мокрый коллодионный процесс был изобретен в марте 1851 г. скульптором Фредериком Скоттом Арчером. Он заключался в нанесении на стеклянную пластинку смеси иодида калия и коллодия, известного также как «пироксилин». Затем обработанная пластинка сенсибилизировалась в ванночке с нитратом серебра. Как на это указывает прилагательное «мокрый» в названии процесса, пластинки экспонировались непосредственно после сенсибилизации, что осложняло работу с ними, но их высокая чувствительность давала возможность регистрировать гораздо более тусклые детали, чем дагеротипы. Первая удачная попытка сфотографировать комету – комету Донати 1858 г. – была предпринята Уильямом Андервудом, который использовал коллодионную пластинку. Попытка Джорджа Бонда не удалась, его публично побил астроном-любитель. Андервуд числился в Доркингском почтовом отделении в Суррее (Англия) обычным «портретистом и фотографом». В 1870‐х гг. более совершенный белковый неувлажненный печатный процесс был специально улучшен другим британским любителем в целях содействия британской экспедиции для наблюдения прохождения Венеры в 1874 г.

Общее представление о прогрессе в области астрономической фотографии в ходе столетия можно получить, сравнивая характерную длительность экспозиции для земных объектов при ярком солнечном свете. Для оригинального дагеротипа она составляла сначала около получаса и редко достигала значений порядка пятой части этого времени. С использованием мокрых коллодионных пластинок она резко упала до 10 секунд, а для сухих коллодионных – до 15 секунд. «Сухие пластинки» со светосильной желатиновой эмульсией, которые научились получать в конце столетия, сократили экспозицию до примерно 1/15 секунды. Постепенно большие фотографические компании стали все охотнее принимать участие в поиске еще более чувствительных эмульсий, и здесь следует особо упомянуть о Ч. Э. Кеннете Меесе из компании Истмен Кодак в связи с его тесным сотрудничеством с астрономами в 1920‐х и 1930‐х гг.

В число важных вех последующих периодов входило развитие красно- и сине-чувствительных эмульсий, которые использовались между 1949 и 1957 гг. для получения 1800 фотографий, охватывающих северное небо до склонения –30°. При этом Национальное географическое общество Соединенных Штатов сотрудничало с Паломарской обсерваторией. По прошествии сорока лет эта задача была решена заново с еще более чувствительными эмульсиями; в ходе этого обзор пополнился и южным небом. В итоге удалось создать электронные средства усиления полученных изображений. В послевоенный период к фотографии подключилось телевидение; а после 1970‐х гг. стали повсеместно использоваться ПЗС, которые уступали место пленочной фотографии, только когда размер изображения был слишком большим, чтобы с ним мог справиться ПЗС. Сегодня есть ПЗС с разрешением в тысячи мегапикселей13, а пленка, без сомнения, в скором времени присоединится к клинописным табличкам музейных архивов.

В период, когда фотография только начала прокладывать свой путь в астрономию, оставалось еще много нерешенных вопросов, касающихся солнечных явлений, и для их решения предлагалось то, что сегодня может поразить нас своей крайней наивностью. Все еще находились единомышленники Уильяма Гершеля, разделявшие его странные идеи (частично инспирированные теологией) о Солнце как «яркой планете», теле, вполне возможно, населенном людьми, защищенными от интенсивного излучения верхней атмосферы плотным облачным пологом. (Это И. И. Шрётер дал ей название «фотосфера».) Солнечное пятно, с точки зрения сторонников Гершеля, было дырой в фотосфере, под которой находилась меньшая дыра в полутеневых облаках, располагающихся между фотосферой и самим Солнцем. Как предполагалось, разница в размере отверстий объясняла, почему на краях солнечных пятен наблюдается два четко отличаемых друг от друга оттенка «затенения» (ил. 201). Гершель высказал робкое предположение, что причиной этого может быть извержение вулкана.

Предположение Гершеля медленно почило своей смертью, когда спустя долгое время его сын Джон Гершель дал пятнам совершенно другое объяснение. Он рассматривал их не как признак вулканической активности, исходящей от Солнца, а как быстровращающиеся вихри, буравящие себе дорогу вниз сквозь фотосферу и облака. Он подготовил пространное сравнение с земной атмосферой, существующих в ней разнице температур и пассатах, но, судя по всему, его идеи получили очень незначительную поддержку. Однако другое предположение Джона Гершеля нашло себе сторонников в определенных кругах, хотя и не сразу и ненадолго. Оно заключалось в том, что некоторые из пятен могли появиться из‐за столкновения Солнца с огромными метеоритами. В 1860‐х и в 1870‐х гг. Норман Локьер потратил много времени и сил на «метеоритную гипотезу», перекликавшуюся с идеями Гершеля. Локьер построил схему космической эволюции, предвосхитившую, несмотря на отсутствие широкой поддержки, несколько современных идей. Согласно Локьеру, все небесные тела, светящие собственным светом, состоят либо из множества метеоритов, либо из масс метеоритного пара, порождаемого тепловой энергией. Он разработал последовательную программу, охватывающую все стадии космической эволюции (какой он ее себе представлял), начиная с бесформенного скопления метеороидов. Небольшие скопления будут формировать кометы, в то время как большие – будут объединяться в звезды; первым, после возникновения и потери температуры, суждено в итоге блуждать по холодному, мертвому и бесцельному космосу. Не будь у Локьера стремления к тому, чтобы строго доказать эту сверхамбициозную гипотезу, он никогда не взялся бы за свое пространное исследование метеорных спектров, которые, без сомнения, были и важны и полезны.

201

Иллюстрация объяснения структуры Солнца, основанного на эффекте «затенения» солнечных пятен, приведенного Уильямом Гершелем. Взята из его статьи в «Философских трудах Королевского общества» (1801), вкладка XVIII.

В солнечной спектроскопии 1840‐х гг. существовало два любопытных, стоящих особняком достижения, и первое из них имеет почти все основания считаться фотографическим. Это случилось, когда Джон Гершель изобрел способ регистрации спектра в инфракрасной области путем смачивания в спирте черной бумаги и наблюдения «темных» линий в силу того факта, что они высыхали последними. Другие находили его опубликованные результаты невоспроизводимыми, но много позже, в 1880‐х гг., они убедились в их вполне реальном существовании, когда было обнаружено, что установленные длины волн соответствуют волнам, поглощающимся водяными парами земной атмосферы. Другое достижение, которое не могло быть сразу же воспроизведено, относится к 1842 г., когда Эдмон Беккерель использовал пластинку дагеротипа для регистрации всего фраунгоферова спектра Солнца. Он получил на ней даже ультрафиолет, к которому пластинка по вполне естественным причинам обладала чувствительностью, и ему удалось расширить фраунгоферову систему обозначения темных линий. Беккерель был сыном и отцом талантливых парижских физиков. Судя по всему, его достижение никому не удавалось повторить в течение более чем тридцати лет, хотя в ходе этого периода (в 1852 г.) ультрафиолетовый спектр Солнца наблюдался Джорджем Стоксом, воспользовавшимся своим умением изготавливать определенные флуоресцирующие вещества.

У Уоррена де ла Рю были и другие фотографические достижения. Его незаурядная изобретательность не позволила ему удовлетвориться обычным моментальным снимком Солнца. Чтобы найти ответы на вопросы, возникшие в связи с аргументацией Гершелей, он хотел получить трехмерное изображение Солнца. Профили солнечных пятен могли изучаться, как он знал, когда они из‐за вращения Солнца подходили к его видимому краю. Александр Уилсон из Глазго исследовал таким образом очень большое пятно в 1769 г. и обнаружил перспективный эффект, что понудило его к более тщательному исследованию данной проблемы. Позже этим же стали заниматься и многие другие. Как мы увидим далее, к 1866 г., когда Норман Локьер применит спектроскоп для изучения солнечных пятен самих по себе, внимание будет привлечено к совершенно другому типу свидетельств. Однако более ранний подход де ла Рю к этой проблеме был одновременно и остроумным, и более легким для понимания. В то время пользовались особой популярностью стереоскопические фотографии обычных сцен. Две фотографии снимались одновременно двумя камерами, отстоящими друг от друга на расстоянии, примерно равном расстоянию между зрачками. Если затем посмотреть на эти фотографии в демонстрационное устройство, в котором каждая фотография видима только одним глазом, то место действия предстанет в виде трехмерного изображения. Для Солнца такой прием не работал, поскольку его вид для каждого глаза фактически один и тот же. Тем не менее, вдохновившись скорее самой идеей, чем фотографированием Солнца с отстоящих друг от друга точек, де ла Рю просто сфотографировал Солнце один раз и, подождав, пока Солнце повернется вокруг своей оси, сфотографировал его второй раз, обеспечив таким образом такой его вид, каким оно выглядело бы с очень далекой точки. Он нашел, что 26‐минутный интервал является вполне приемлемым. (Он также применил похожий прием к фотографированию Луны, полагаясь на ее медленное покачивание по отношению к Земле, а именно – либрацию.)

Применив такой способ трехмерного анализа, де ла Рю обнаружил: яркие солнечные faculae (в переводе с латинского – «маленькие факелы») расположены выше в солнечной фотосфере (видимом слое), а темная часть солнечного пятна кажется более низкой, чем окружающая их полутень, над которой, по всей видимости, плавают факелы. Это сразу же отбросило уйму причудливых догадок о Солнце, не только тех, что были порождены Деремом, доказывавшим вулканическое происхождение солнечных пятен, но также и замечание Лаланда о солнечном пятне как гористом острове в море света, очерченном полутенью, так сказать, песчаной отмелью у берега.

Как и в случае астрономического использования первых телескопов, опробование новых методов наблюдения оказалось гораздо более простым занятием, чем выведение теоретических результатов из увиденного. Де ла Рю заслужил записать на свой счет то, что можно назвать первым вкладом фотографии в астрономическую теорию. Имелось несколько более ранних попыток применить фотографию к решению проблемы сверкающей corona («короны») Солнца, видимой в момент полного затмения Луной, и небольших розовых протуберанцев в ней. Они были описаны задолго до этого – на деле, уже в 1185 г., в средневековой русской летописи, где содержится упоминание о языках пламени, вырывающихся из затмившегося Солнца, как из раскаленных до красна древесных углей. Но принадлежат ли эти языки пламени (протуберанцы) самому Солнцу? Не являются ли они оптической иллюзией или, быть может, миражом? Биргер Вассениус, наблюдавший их в 1733 г. из Гетеборга в Швеции, описал их как красные облака в лунной атмосфере. Однако затмение 1851 г., также видимое с территории Швеции, по общему убеждению, указало на то, что протуберанцы действительно располагаются на Солнце. Полное солнечное затмение 18 июля 1860 г. было для европейских астрономов ниспосланным с неба шансом решить этот вопрос раз и навсегда. Полоса тени полного затмения проходила через юго-запад Ирландии, Нормандские острова и северо-запад Франции, потом пересекала Европу до Сицилии. Де ла Рю наблюдал его из верхней части долины Эбро, в то время как Анджело Секки – из Десьерто-де-лас-Палмас, в 400 километрах к юго-востоку от него. Сходство увиденного ими и того, что теперь было запечатлено для всеобщего обозрения на фотографиях, окончательно убедило профессиональных астрономов в солнечной природе протуберанцев.

202

Фотография солнечной короны, полученная Артуром Шустером в Египте во время затмения 1882 г. Обратите внимание на комету, которая была открыта по счастливой случайности благодаря этой фотографии.

В последующие десятилетия было сделано множество рисунков протуберанцев и короны, зарисованных из многих различных мест наблюдения полных затмений. В 1879 г. А. К. Раньяр и У. Г. Уэсли опубликовали более сотни ранних зарисовок и фотографий. У многих вызвало удивление широкое разнообразие форм, которые может принимать корона, и значительный диапазон изменений этих форм за интервалы времени существенно менее часа (как это наблюдалось из различных пунктов). Полученная слишком поздно, чтобы быть включенной в этот сборник, фотография короны, сделанная молодым спектроскопистом немецкого происхождения Артуром Шустером в Египте во время полного затмения 1882 г., зафиксировала незнакомую комету (ил. 202). Начиная с 1882 г. фотографический спектр короны регистрировался каждый раз, когда это становилось возможным во время затмения, и в ультрафиолетовой области (где человеческий глаз не может идти вровень с фотометрической эмульсией) был найден богатый ассортимент спектральных линий, что пополнило солнечные исследования совершенно новым измерением.

Камера все чаще применялась для исследования тонких деталей солнечных пятен, а также грануляции солнечной поверхности. Пьер Жюль Сезар Жансен был пионером в этой области. Ко времени, когда Жансен начал использовать фотографию, он уже снискал себе немалую известность благодаря остроумному устройству, сконструированному после наблюдения полного солнечного затмения 18 августа 1868 г. из Гунтура, неподалеку от Бенгальского залива. Направив щель своего спектроскопа на два огромных протуберанца, когда Солнце было полностью скрыто, он обнаружил интенсивные спектральные линии, соответствующие водороду. Ему пришло в голову, что если он пропустит свет только этой конкретной длины волны (то есть занимающей данное положение в спектре), то посредством быстрого сканирования Солнца щелью своего спектроскопа он сумеет получить фотографию Солнца и таким образом будет следить за его изменениями на регулярной основе, не дожидаясь затмений. Он сообщил своему спектроскопу вращательное движение, чтобы получить изображение Солнца из его щелевидных компонентов. Возможно, это напомнит нам принцип действия кинематографа. На деле, еще одно его изобретение – фотографический револьвер – обладает еще более близким сходством. Это приспособление он сконструировал для того, чтобы получить быструю последовательность фотографий во время прохождения Венеры в 1874 г.

Если французский народ и знал имя Жансена, то только как смельчака, покинувшего осажденный Париж на воздушном шаре во время франко-прусской войны для наблюдения затмения 22 декабря 1870 г. Локьер получил разрешение от пруссаков пропустить Жансена через их линии, но честь не позволила ему воспользоваться им, поскольку тот намеревался провезти с собой военные депеши. Попросив Академию наук поддержать его попытку, Жансен получил в свое распоряжение воздушный шар «Вольта». Вместе с помощником он достиг высоты 2000 метров и был отнесен ветром на запад, благополучно приземлившись со своими инструментами (и с депешами) недалеко от атлантического побережья. Он добрался до Орана (Алжир), чтобы наблюдать затмение, но погода оказалась менее склонной к сотрудничеству, чем Академия наук и пруссаки, и его путешествие имело скорее символическое, чем научное значение.

Исследования Жансена, сегодня бы принятые за вполне обычную астрофизику, в то время не воспринимались как нечто, имеющее непосредственное отношение к традиционной астрономии, и он, надо отметить, сталкивался со множеством трудностей в получении серьезной государственной поддержки. Его поддержка со стороны министра просвещения Виктора Дюрюи была настоящим везением. Министр хлопотал о предоставлении в распоряжение ученого оборудованной обсерватории и в итоге поменял ситуацию в его пользу. Через семь лет Жансену предложили на выбор два места, и он выбрал Медон. Ему было восемьдесят, когда штат астрономических сотрудников увеличился в общей сложности до двух человек; но все это время он выполнял в высшей степени важную исследовательскую программу, изготавливая атлас солнечных фотографий, охватывающий период с 1876 по 1903 г. (см. одну из фотографий из его работы на ил. 203). Так начинал свой путь один из наиболее выдающихся мировых центров солнечных исследований.

203

Фотография солнечного пятна, сделанная П. Ж. С. Жансеном в Медоне 1 июня 1878 г.

Первые солнечные фотографии зачастую проигрывали по сравнению с рисунками (на ил. 204 показан прекрасный пример того, что мог изобразить хороший рисовальщик). Часто претензии предъявлялись к размазанности некоторых частей фотографических изображений, но было бы неправильно видеть причину этих недостатков только в несовершенстве коллодионных пластинок. Жансен понимал: это явление вызывалось исключительно солнечными особенностями, и есть некая сетка, покрывающая Солнце, названная им réseau photosphérique (фотосферная сетка). Он гордился своим открытием сетчатой структуры солнечной поверхности и утверждал, что это первое открытие, которое просто невозможно было бы совершить без фотографии.

Еще интереснее провести параллель между карьерами Жансена и Нормана Локьера в Англии. Локьер, гражданский служащий без университетского образования, приспособил спектроскоп к своему 16-сантиметровому рефрактору в середине 1860‐х гг. и в 1866 г. задумался над той же идеей, что и Жансен в 1868 г., то есть посмотреть на Солнце только в узком участке света, соответствующем цвету протуберанцев. Правительственный грант он получил в 1867 г., но подходящий высокодисперсный спектроскоп – только через год, и смог наблюдать протуберанцы, как было запланировано, только 20 октября 1868 г. Он опробовал метод осциллирующей щели, но не добился сколько-нибудь значимых результатов, однако при помощи Уильяма Хёггинса он пришел к пониманию того, что широкой щели вполне достаточно, и красноречиво разглагольствовал о странных формах, обнаруживаемых в похожей на заросли солнечной атмосфере. Еще более странное случилось, когда он связался с Французской академией наук, чтобы сообщить о своих находках: его письмо, а также письмо, отправленное Жансеном, содержали объяснение одного и того же метода и пришли друг за другом с интервалом в считанные минуты. Со времен печальной истории с Нептуном прошло всего лишь двадцать лет. По этому случаю французское правительство щедро отметило почти одновременно совершенное открытие учреждением медали, на которой были изображены портреты обоих астрономов.

204

Прекрасный образчик зарисовки солнечного пятна (23 декабря 1873), сделанной Сэмюэлем Пирпонтом Лэнгли в Аллегейнской обсерватории в Питтсбурге, штат Пенсильвания. Лэнгли изобрел спектроболометр, очень чувствительное устройство для измерения тепла, полученного от щели спектроскопа, посредством изменения электрического сопротивления очень тонкой проволочки, размещенной за щелью. Это позволило ему получить график распределения энергии в спектре. Он использовал его в 1878 г. для получения солнечных и лунных спектров и в 1894 г. опубликовал впечатляющий график, глубоко уходящий в инфракрасный диапазон. В этот период его обсерватория являлась ведущим американским центром солнечной физики.

На деле, несмотря на свои индивидуальные достижения в астрофизике, Локьер так и не нашел себе ниши в астрономическом истеблишменте. Человек невероятной энергии, работавший с миссионерским рвением улучшить научную осведомленность населения, он в течение полувека был редактором знаменитого научного журнала Nature. Но даже при таких обстоятельствах он достиг очень незначительных результатов в своих попытках убедить правительство основать национальную астрофизическую обсерваторию. Солнечная физическая обсерватория была основана в Лондоне, в Южном Кенсингтоне, но впоследствии это место отвоевал нуждающийся в нем Музей истории науки. В возрасте семидесяти пяти лет, будучи уже разочарованным человеком, он самостоятельно построил обсерваторию в Сидмуте (графство Девоншир), где и работал в течение восьми лет до самой своей смерти.

Сегодня легко критиковать столь очевидный недостаток государственной заинтересованности в достижениях науки, но следует помнить особенности тех времен: считалось, что высокая наука подведомственна университетам, которые в Британии (в отличие от многих других европейских стран) не рассматривались как предмет главным образом правительственной опеки. Астрономия занимала периферийную позицию. Поколением ранее Эри стал первым Королевским астрономом, имевшим возможность уйти на покой, полагаясь только на свое официальное правительственное жалованье. (Галлей получил пенсию от военно-морского ведомства, и все другие лица, занимающие должность в этом ведомстве, являлись членами святого ордена, благодаря чему могли получать небольшие стипендии от церкви.) Однако Гринвич не относился к разряду исследовательских институтов, как и его американский двойник Военно-морская обсерватория в Вашингтоне, где современник Локьера Саймон Ньюком совершенно ясно отдавал себе отчет в необходимости доработки планетной и лунной теорий. Эти организации были основаны для того, чтобы обслуживать государство, поставлять таблицы и астрономические постоянные, делая их общедоступной полезной информацией, предназначенной только для практических целей. К счастью для астрономии, это не исключало щедрого финансирования обсерваторий из частных источников, особенно в Соединенных Штатах, где чувство гордости за место своего проживания было одним из ценимых факторов. В Британии, поскольку мы уже много наслышаны об Уоррене де ла Рю, мы можем упоминать его как пример человека, преодолевшего разрыв между астрономом и патроном. В 1873 г., услышав от Чарльза Притчарда, что Оксфордский университет должен основать новую обсерваторию, де ла Рю преподнес в подарок свой телескоп и другое оборудование. В 1887 г. он пошел еще дальше и купил для университета фотографический рефрактор для участия обсерватории в новом международном проекте каталогизации звезд «Carte du ciel». Создается впечатление, что Британия немного изменилась с того времени, когда Флемстид сам покупал себе инструменты.

По решению Международного астрографического конгресса, состоявшегося в Париже в 1887 г., целью проекта «Carte du ciel» устанавливалось составление фотографической карты всего неба. Он не был завершен до 1964 г., однако нельзя допустить, чтобы это заслонило собой колоссальное достижение Дэвида Гилла, директора Королевской обсерватории на мысе Доброй Надежды, который сотрудничал с Якобусом Каптейном из Гронингена в составлении более современного фотографического обзора. Южный звездный каталог Гилла, «Фотографический каталог мыса Доброй Надежды», был завершен в 1900 г. Он включал положения и фотографические звездные величины 454 875 звезд. Телескоп Гилла, установленный в 1886 г., имел 9-дюймовый (22,9-сантиметровый) объектив Грабба, и следует отметить, что он был сконструирован для визуальных наблюдений, а потому нуждался в корректировке для фотографической работы.

В конечном счете фотография стала инструментарием астрономической практики. Не только важнейшим нововведением для позиционной астрономии, но и для всех разделов астрофизики. Самые большие новые телескопы начиная с последней четверти XIX в. оснащались фотографическим оборудованием. Конечно, у фотографии были свои проблемы, но она оставалась главным регистрирующим инструментом вплоть до 1970‐х гг., когда ПЗС стала перенимать на себя все больше и больше ее задач.

Хёггинс, будучи старше Локьера на двенадцать лет, в определенном смысле походил на него. Оба они пришли в астрономию как любители, без какого-либо университетского образования, но достаточно богатыми для того, чтобы купить прекрасное оборудование; и оба в итоге получили рыцарское звание за свои заслуги перед наукой. Локьер был скорее теоретиком, а Хёггинс – по большей части аккуратным наблюдателем, который по истечении многих лет получил в награду должность президента Королевского общества (1900–1905). Хёггинс создал себе репутацию пионерской работой в области спектроскопии. Он ей занимался главным образом у себя дома, в частной обсерватории, примерно в восьми милях к югу от Вестминстера (ил. 205). Изучая находки Кирхгофа, он попросил химика Уильяма Аллена Миллера из Королевского колледжа в Лондоне помочь ему исследовать звездные спектры. Миллер уже тогда был опытным специалистом в области спектроскопии, и так уж случилось, оба эти человека жили недалеко друг от друга. В 1862 г. они начали изучать спектры небесных тел, включая Луну, Юпитер, Марс и многие неподвижные звезды. Их предварительные результаты были представлены аудитории Королевского общества в феврале 1863 г. и включали в себя диаграммы спектров Сириуса, Альдебарана и Бетельгейзе – трех ярчайших звезд в созвездиях Большой Пес, Телец и Орион соответственно. Некоторые спектральные линии нашли посредством измерений, а остальные отождествили визуально. В том же году, использовав новое и лучшее оборудование, они получили существенно более совершенные результаты, измеряя порядка 70–80 линий в спектре каждой из ярчайших звезд.

205

8-дюймовый рефрактор Хёггинса на экваториальной монтировке работы Кука с объективом Алвана Кларка, интенсивно использовавшийся в 1860–1869 гг. в его доме на верхнем Тулском холме, находящемся в юго-западной части Лондона. (Эта французская перерисовка менее четкого оригинала была отпечатана в зеркальном виде, но мы исправили это на нашем рисунке.) Один из его спектроскопов установлен в том месте, где обычно находится окуляр. Для более легкой идентификации линий он использовал спектр сравнения, полученный от искрового разряда между различными металлами, доступный для наблюдения в поле зрения благодаря особой призме. Обратите внимание на индукционную катушку в левой нижней части рисунка и на переключатель на ручке кресла. Работая там со своим другом У. А. Миллером, Хёггинс сделал первую попытку использовать телескоп для фотографирования звездных спектров в 1863 г., но мокрый коллодионный процесс (более чувствительный, чем сухие пластинки) оказался весьма трудным. Годом позже, используя этот инструмент, Хёггинс открыл газовую природу некоторых туманностей.

В 1867 г. Хёггинсу и Миллеру совместно вручили золотую медаль Королевского астрономического общества за скрупулезное изучение спектров, хотя их заслуги далеко не ограничивались только этим. Работа ученых стала источником небывалого энтузиазма, а далеко идущие выводы, которые они из нее сделали, были еще более вдохновляющими. Они представили соображения об источнике света звезд и Солнца: их спектры, несмотря на темные линии и полосы поглощения, рассматривались как принципиально непрерывные, интерпретированные ими как признак «твердых или жидких тел в раскаленном состоянии». Прибегнув к небулярной гипотезе образования звезд, они пришли к выводу, что очевидные существенные различия в строении различных звезд свидетельствуют о сильном отличии друг от друга пропорций химических элементов той или иной части небулярной материи. Время теории химических превращений внутри звезд еще не пришло. Но они могли по меньшей мере обратить внимание на многие признаки сходства между удаленными звездами и Солнцем, заключив, что, по всей видимости, это означает следующее: многие звезды обладают собственными планетными системами, и «если материя, существующая на поверхности Земли, идентична той, которая находится в звездах, то резонно предположить, что та же самая материя должна присутствовать и на их планетах, генетически связанных с ними, как это наблюдается в нашей Солнечной системе». После этого они перешли к утверждению о несомненном существовании в этих удаленных планетных системах живых существ. И это не типичная безумная гипотеза, а предположение, основанное на том факте, что элементы, необходимые для живых созданий на Земле (они упоминали о водороде, натрии, магнии и железе), были в точности теми элементами, которые, согласно их наблюдениям, широко представлены в звездах.

Утверждая, что их выводы о широкой распространенности жизни во Вселенной основаны на «экспериментальном базисе», Хёггинс и Миллер коснулись проблемы, горячо обсуждавшейся в Британии в течение полувека и более. В этом жанре, конечно же, существовала классическая литературная традиция, ведущая свое начало от Цицерона и сна Сципиона, от Кеплера с его «Разговором со Звездным вестником» (1610), где на основании существования лун у Юпитера утверждалась возможность жизни на этой планете, поскольку разве они не похожи на нашу Луну, целью которой является служение нам? У Фонтенеля можно найти остроумные описания существ, обитающих на других планетах, не говоря уже о трезвом и глубоком рассуждении Канта о его категорическом императиве, который, по его словам, должен был управлять моралью обитателей планет. Однако благодаря проповедям образованного пресвитерианского священника Томаса Чалмерса этот вопрос неожиданно достиг не столь ученого лагеря. Он мог в течение целых четырех часов услащать слух прихожан своего храма в Глазго обеденными проповедями о том, как Бог наполнил Вселенную разумной жизнью. Включение той же темы в его книгу «Астрономические рассуждения» (1817), без сомнения, способствовало превращению ее в бестселлер, которым она вскоре и стала. Самые влиятельные интеллектуальные споры этого периода проистекали главным образом из этого образца. Среди тех, кто в них участвовал, были кембриджский математик Уильям Уэвелл, шотландский издатель и писатель Роберт Чамберс и шотландский физик сэр Дэвид Брюстер – ревностный кальвинист и биограф Ньютона.

Не представляется никакой возможности изложить их аргументацию вкратце, но нельзя упускать их влияния на в высшей степени дискуссионное сочинение Чарльза Дарвина «Происхождение видов» (1859), несмотря на, казалось бы, полное несходство тематики. Дискуссионный накал резко возрос в 1844 г., когда Чамберс опубликовал анонимный трактат под названием «Следы естественной истории творения». В этом трактате, начинавшемся с описания небулярной гипотезы в стиле Лапласа, он высказывал аргументы в пользу существования эволюционного биологического цикла во всей Вселенной, укорененного в мире химических элементов. Уэвелл, избранный в 1841 г. директором Тринити-колледжа в Кембридже, несмотря на прежнее толерантное отношение к взглядам Чалмерса, резко сменил курс и отреагировал на «Следы» хотя и с некоторым запозданием, но решительно. Опираясь на теологические основания, он настаивал на уникальности человеческой жизни и на ее появлении на Земле исключительно по воле провидения, чудесным образом. Эволюция предавалась анафеме, и ей же, по всей видимости, предавалась жизнь где-либо еще. Он опубликовал свое сочинение тоже анонимно, в 1853 г., но совершенно не позаботился о лучшей маскировке своего авторства. Теперь к этой борьбе подключился Брюстер. Будучи давнишним критиком Уэвелла, он поддержал Чалмерса своим внушительным авторитетом – сначала в гневной рецензии, а в 1854 г. и в полноформатной книге. Для опровержения любезного и благосклонного отношения к нам Бога, он, например, указал на незначительность и периферийность природы человеческого обиталища – Земли. В этом споре приняли участие многие другие, и грянувшая как гром с ясного неба книга Дарвина отнюдь не утихомирила его. В 1833 г. Уэвелл воспользовался аргументом, который чем-то напоминал сегодняшний «антропный принцип» (о нем мы поговорим чуть более подробно на с. 1043), указав на следующее: если бы установленные Богом законы природы были другими, жизнь оказалась бы невозможной. В одной из записных книжек Дарвина есть интригующая запись: «процитировать Уэвелла всерьез, так как он говорит, что продолжительность дня приспособлена к длительности человеческого сна!!! Аналогичным образом приспособлена вся вселенная!!! А не человек к случайностям планеты, вот так высокомерие!!» Ко времени опубликования «Происхождения видов» уже существовало по меньшей мере два десятка книг, написанных для того, чтобы возразить одному только Уэвеллу. Находки Хёггинса и Миллера были не из разряда тех вещей, которые прошли незамеченными, как может показаться сегодня.

Среди многих спектральных открытий, сделанных Хёггинсом и Миллером, отметим совершенное в 1864 г., когда в спектре большой туманности в созвездии Орион они идентифицировали две странные зеленые линии. Хёггинс полагал, что он нашел там новый элемент, неизвестный на Земле, который он назвал «небулий». Спустя пять лет Джон Гершель визуально подтвердил наблюдение, сделанное Уильямом Парсонсом, лордом Россом, непрерывного спектра света Туманности Ориона. На этом основании он постулировал существование единой последовательности туманностей, на одном конце которой находятся туманности с полностью непрерывным спектром, а на другом – с полностью эмиссионным. Это никак не помогло в решении небулярной проблемы, но повысило уровень осведомленности о гораздо большей сложной организации космоса, чем та, которая предполагалась. Будучи не в силах разгадать эту тайну, астрономы и физики часто возвращались к решению небулярного вопроса, и только в 1928 г. А. С. Боуэн показал, что эти линии являлись так называемыми запрещенными линиями кислорода и азота. (Запрещенные линии – обнаруженные в спектрах некоторых туманностей в областях H II, а не в лабораторных спектрах, поскольку мы не можем получать на Земле столь сильно разреженные газы. Боуэн был первым, кто объяснил это явление, и вскоре мы убедимся, насколько это объяснение оказалось важным.) Сам факт введения Хёггинса в заблуждение не должен умалять огромного значения его наблюдения, которое доказало, что наблюдаемые туманности – газовые, а не твердые или жидкие, как, например, иногда предполагалось.

Псевдооткрытие небулия Хёггинсом резко отличается от весьма реального открытия элемента гелия, обнаруженного на Солнце Норманом Локьером. Открытие земного гелия затянулось до 1895 г., когда его выделил сэр Уильям Рамзай. Как ни странно, именно Локьер сумел извлечь из небулия наиболее спекулятивный капитал, поскольку он полагал, что этот элемент подтверждает его теорию небесной эволюции. Между ним и Хёггинсом существовали большие трения по вопросу, соответствуют ли зеленые линии части лабораторного спектра магниевой вспышки. На сей раз Хёггинс оказался прав – отнюдь нет. Однако был и другой вопрос – не являются ли «зеленые туманности» Хёггинса питательной средой для звезд, если следовать старой догадке, развиваемой, например, Уильямом Гершелем. И опять Локьер ухватился за это замечание и включил его в свою так называемую диссоциационную гипотезу звездной эволюции. Хёггинс проявил большую осторожность. Он знал, что спектры звезд содержат признаки многих химических элементов, а спектры газовых туманностей – лишь очень малую их часть. Не пройдет и нескольких десятилетий, как будущая теория звездной эволюции сумеет объяснить эти спектральные различия.

Создается впечатление, что Хёггинс был счастлив перейти от спектров ярких объектов к другим и сосредоточиться на таких слабых объектах, как кометы и звезды, включая новую 1866 г. В 1866 г. он предложил одно из наиболее полезных новшеств в применении спектроскопии в астрономии. В 1841 г. австрийский физик Кристиан Доплер привел теоретическое обоснование изменения длины волны источника, движущегося относительно наблюдателя, – изменение тона у источника звука или цвета у источника света. А. И. Л. Физо (больше известный как физик, чем как астроном) увидел возможности использования темных фраунгоферовых линий для создания цветовых реперов, и Хёггинс обладал достаточным знанием их общей структуры, чтобы произвести сравнение между лабораторным источником света и слабыми спектрами звезд. В 1868 г. он впервые измерил скорость звезды, использовав для этого эффект Доплера. Он оценил скорость Сириуса в 29,4 мили в секунду по направлению от Солнца – по направлению от, так как он зарегистрировал смещение спектра в красную сторону, что свидетельствовало о понижении частоты и, соответственно, увеличении длины волны. Это значение, полученное визуально, оказалось завышенным, и позднее он заменил его меньшей величиной, но применение эффекта Доплера в астрономии доказало свое первостепенное значение, особенно в космологии, когда он в итоге был применен при изучении света, идущего от галактик в целом.

В 1863 г. Хёггинс попытался сфотографировать спектр Сириуса, но сначала получаемое им представляло собой только пучки света на пластинках. В 1872 г. Генри Дрэпер получил в Нью-Йорке фотографию спектра Веги (α Лиры) с четырьмя линиями; а затем, в 1875 г., Хёггинс начал получать для таких ярких звезд, как Сириус и Вега, все более и более качественные результаты. Он был первым, кто стал использовать новый фотографический процесс на «сухой пластинке» с сенсибилизированным желатином вместо старого мокрого коллодионного способа. Четырьмя годами позже ему уже удавалось регистрировать спектр в ультрафиолетовой области. Эти и другие линии, часть которых ранее получил Г. В. Фогель в Берлине, а другую часть позже М. А. Корню в Париже, позволили ему заключить, что белые звезды обладают огромным количеством водорода. Это было важным открытием, положившим начало общего роста интереса к факту подавляющего перевеса водорода во Вселенной над всеми другими элементами.

1875 г. стал важной переломной точкой в жизни Хёггинса не только касательно астрофизики, поскольку в этом году он женился на Маргарет Линдсей Мюррей из Дублина. Несмотря на возраст – она была моложе его почти в два раза, – Маргарет быстро стала его неоценимым интеллектуальным партнером как в астрономических наблюдениях, так и в публикации их совместных находок. Они вместе работали со спектрами звезд; делать это в одиночку было весьма непросто: требовалось наблюдать спектр, удерживая изображение движущейся звезды на щели спектроскопа, ширина которой составляла менее одной десятой миллиметра, в течение всей экспозиции, длившейся около часа. Работая совместно, они получили где-то в 1889 г. фотографическое изображение спектра планеты Уран. Анджело Секки впервые визуально наблюдал спектр Урана в 1869 г., а в следующие десятилетия аналогичные наблюдения повторили и другие; нашлись астрономы, полагавшие, будто этот спектр содержит свидетельства свечения Урана своим собственным светом. Чета Хёггинсов сдержала развитие этой идеи, показав, что его спектр был примерно таким же, как и спектр Солнца, а потому нет причин отказываться от предположения о его свете, как просто отраженном.

Начиная с затмения 1882 г. и далее спектр солнечной короны стал регулярно фотографироваться. Наиболее четкие результаты получались в спектральных линиях, соответствующих водороду, которые нашел Жансен в протуберанцах во время затмения 1868 г. Другое спектроскопическое открытие, сделанное в следующем году, имело гораздо более загадочную природу в том смысле, что у него отсутствовал какой-либо известный лабораторный аналог. 7 августа 1869 г. полоса тени полного солнечного затмения пересекала Северную Америку. Корона изучалась полной энтузиазма армией астрономов. Лучшую работу выполнил в Де-Мойне, штат Айова, Уильям Харкнесс, астроном Военно-морской обсерватории в Вашингтоне. Он получил вполне ожидаемый непрерывный спектр короны, но обнаружил в нем единственную зеленую спектральную линию. То же самое открытие независимо сделал Чарльз Огастес Юнг из Дартмута, который вскоре оказался в Колледже Нью-Джерси, ставшем впоследствии Принстонским университетом. Положение зеленой линии в спектре подсказало физикам Кирхгофу и Андерсу Ангстрему, что ее активным элементом является железо, хотя эта идентификация вызвала серьезные возражения. В 1876 г. Юнгу удалось разрешить зеленую линию на два компонента, один из которых принадлежит железу. Другой приписали неизвестному элементу в корональном газе, пока не выясненному. У него отсутствовал земной эквивалент, и в итоге предполагаемому элементу присвоили наименование короний.

В последующие десятилетия было найдено и измерено гораздо больше характерных для короны спектральных линий, но они не наблюдались ни у одного из земных источников. Однако в 1925 г. некоторые линии спектра новой RR Живописца показались Гарольду Спенсеру Джонсу каким-то образом связанными с линиями в короне; и в 1933 г. часть этих странных линий четко обнаружили при вспышке новой RS Змееносца. Воодушевившись утверждением Спенсера Джонса, Бенгт Эдлен из Упсалы (Швеция) начал проводить лабораторные исследования спектров искрового разряда элементов, и к 1939 г. он и А. С. Боуэн доказали, что и в новых звездах, и в солнечной короне есть одинаковые эмиссионные линии, присущие железу. Они доказали, что «запрещенные линии», как и уже объясненные Боуэном, являются следствием очень малой плотности короны. Почти сразу после этого сотрудник Потсдамской астрофизической обсерватории (одного из важнейших исследовательских центров на юго-западе Берлина) В. Гротриан допустил существование других совпадений у линий, также принадлежащих железу. Не прошло и года, как Эдлен нашел подтверждение этому аргументу и составил список корональных линий, принадлежащих очень сильно ионизированным атомам железа, кальция и никеля, что позволило ему высказать предположение о температуре короны – порядка миллиона градусов по Цельсию. Иными словами, к 1940 г. призрак был низложен, и стало совершенно ясно (по меньшей мере для тех, кто в это военное время имел возможность усваивать новую информацию), что короний оказался иллюзией, и за этим названием нет никакого нового экзотического элемента.

Теоретические рассуждения о возможности света оказывать давление восходят к XVII в. Первым важным приложением этой идеи стала «фонтанная теория» кометных форм Бесселя, выдвинутая после того, как этот немецкий астроном обнаружил при наблюдении кометы Галлея, вновь появившейся в 1835 г., что вещество кометы, выброшенное ядром в направлении Солнца, оттесняется назад, и ее голова выглядит подобно фонтану (ил. 206). В его распоряжении имелось множество исторических зарисовок, которые могли подтвердить идею давления солнечного света. В качестве подтверждения мы можем воспользоваться, например, гравюрой Томаса Райта из Дарема (ил. 207). Бессель не мог сказать ничего определенного о механизме, но то, что это была какая-то сила, связанная с Солнцем, казалось неопровержимым. Он попытался рассчитать воздействие реактивной силы на орбитальный период кометы, но не добился сколько-нибудь значимого результата. К сожалению, кометы нечасто бывают видны в проекции сбоку, поэтому анализ наталкивается на определенные трудности, но Бессель, будучи великолепным математиком, рассчитал, используя разнообразные законы солнечного отталкивания, наиболее вероятные видимые формы. Его теория прошла долгий путь к объяснению форм кометных хвостов. Фонтаноподобная форма оказалась не редкостью. Замечательным примером была в данном случае комета Донати 1858 г., продолжавшая испускать фонтанные огибающие кривые в течение нескольких недель (ил. 208).

206

Фонтанная модель кометы Бесселя. В ней солнечный свет тем или иным образом отталкивает вещество кометы, исходящее из ядра – вещество, из которого в конечном счете формируется хвост. Столетием позже потребовалось разработать гораздо более сложную теорию солнечного ветра для объяснения строения вещества в голове кометы.

Существовало общее (но ошибочное) убеждение, что если удастся провести эксперимент, доказывающий существование светового давления, то это может служить обоснованием правильности корпускулярной теории света. Забавно читать роман Жюля Верна «Из пушки на Луну», опубликованный в 1867 г., где главный герой настаивает: транспортными средствами будущего станут реактивные снаряды, движимые электричеством или светом. Физики не имели единого мнения о существовании этого феномена вплоть до 1873 г., когда Джеймс Клерк Максвелл привел в своем «Трактате об электричестве и магнетизме» формальное доказательство, выводимое из его теории электромагнетизма, на основе которой могло быть установлено точное значение светового давления. В 1900 г. российский физик Петр Николаевич Лебедев наконец экспериментально продемонстрировал едва заметное давление, оказываемое светом на тела. Все это имело многочисленные последствия для астрофизики в долгосрочной перспективе. Совершенно отдельно от его вероятного воздействия на кометные хвосты это означало также следующее: давление света звезд на атомные частицы в межзвездном пространстве больше не может игнорироваться, и это давление играет какую-то роль в ограничении размеров звезд – давление излучения как бы сдувает их внешние слои.

207

Гравюра Томаса Райта с различными кометными ядрами и полным изображением кометы 1680 г. Изображены «ядра» комет 1665 г. (D), 1682 г. (С), 1742 г. (E) и 1744 г. (F), предположительно, в правильной пропорции с размерами Земли (A). Изображая комету 1680 г., Райт фиксирует различие между ее «естественной атмосферой» (aa), «более плотной материей, свивающейся в шлейф» (zzz), и «воспламененной атмосферой и хвостом, расширяющимся возле Солнца» (xx).

208

Комета Донати 1858 г. по рисунку Отто Вильгельма Струве в Пулково (5 октября 1858). В 1954 г. Николай Бобровников рассчитал скорости расширения гало этой и многих других комет, а спустя некоторое время Фред Уиппл из обсерватории Гарвардского колледжа показал, что в высшей степени регулярное порождение гало может быть объяснено через вращение ядра.

В 1943 г. Куно Хофмейстер (основатель Зоннебергской обсерватории в Германии) предположил, что солнечное излучение придает направление кометным хвостам не столько светом, сколько частицами, из которых оно состоит. Он обосновал свое убеждение, основываясь на собранных фотографических свидетельствах, однако лишь его соотечественник Людвиг Бирман сумел в 1951 г. синтезировать в единую форму теорию кометных хвостов и теорию излучения, исходящего от Солнца. Он обнаружил, что ионы кометного хвоста приводятся в движение не столько отдельными нейтральными атомами или молекулами, сколько непрерывным высокоскоростным потоком плазмы, разогретой до миллиона градусов, которая состоит из ионизированного газа, идущего от Солнца. Однако убедительного объяснения этого корпускулярного излучения не было вплоть до 1958 г., когда Юджин Паркер из Чикагского университета исследовал равновесную структуру короны, возникающую при взаимодействии гравитации с тепловыми скоростями составляющих ее частиц. Каковы условия возникновения того, что можно рассматривать как «испарение» частиц? Модель, основанная на поведении таких атмосфер, как у Земли, ни к чему не приведет. Паркер обнаружил, что в обычно предполагаемое состояние равновесия вмешивается теплопроводность. В итоге он пришел к выводу, что самые верхние слои короны утекают от Солнца со скоростями, сопоставимыми с предсказанными Бирманом для его частиц излучения.

Истекающий поток назвали «солнечным ветром». Довольно быстро осознали, как во время прохождения через Солнечную систему он сметает газы, испаряемые планетами и кометами, метеорную пыль и даже воздействует на галактические космические лучи. (На данный момент мы можем сказать вкратце, что космические лучи включают в себя высокоэнергетические заряженные частицы, которые попадают на Землю как из внешнего пространства, так и от Солнца. В их число входят электроны, позитроны, ионы, альфа-частицы и протоны.) Оглядываясь назад, можно отыскать много более ранних находок, которые могли служить предвосхищением этого открытия, и будет уместно перечислить их, хотя бы для демонстрации их разнообразия. Например, как отметил Аннибале Рикко из Палермской обсерватории, специалист в области физики Солнца уже в 1892 г., земные магнитные бури начинаются через 40–45 часов после прохождения больших групп солнечных пятен. Поэтому он решил, что бури должны вызываться некими посредниками, движущимися от Солнца со скоростью около 1000 километров в секунду. В 1896 г. норвежский физик Олаф Кристиан Биркеланд высказал предположение о существовании электрически заряженного корпускулярного излучения, которое втягивается земным магнитным полем вблизи полюса и порождает северное полярное сияние (aurora boreales – северный свет). С возникновением телефонии и радиокоммуникации были обнаружены возмущения земного магнитного поля, создающие помехи передаче сигналов, и позже удалось установить, что они также коррелируют с солнечными вспышками. Около 1930 г. Сидни Чепмен и В. К. А. Ферраро разработали теоретическую модель этого процесса. Облако ионов, испущенных Солнцем, как они рассчитали, будет двигаться со скоростью от 1000 до 2000 километров в секунду и достигнет Земли через одни или двое суток, проявившись в виде магнитных бурь с известным поведением. Затем, в конце 1940‐х гг., Скотт Эллсуорт Форбуш открыл, что попадающие на Землю космические лучи обладают пониженной энергией, когда Солнце активно, и быстро идут на спад во время магнитных бурь. Он интерпретировал это как признак блокировки галактических космических лучей магнитным полем, переносимым от Солнца потоком заряженных частиц. Однако только после опубликования работы Людвига Бирмана о кометных хвостах и дополнения ее моделью механизма солнечного ветра, разработанной Юджином Паркером, эти ранние находки начали обретать свое место. И наиболее убедительным подтверждением из всех стало измерение плотностей и скоростей частиц in situ, которое началось в 1959 г. посредством инструментов, находящихся на борту советских космических аппаратов «Луна-2» и «Луна-3», а затем – американским «Вояджером-2». После этого модель Паркера получила широкое подтверждение.

Как показали эти и последующие исследования, к тому времени, когда солнечный ветер достигает Земли, он обладает чрезвычайно малой плотностью – от одной до 30 частиц на кубический сантиметр, что гораздо ниже плотности лучшего лабораторного «вакуума». Несмотря на это, ветер кардинальным образом воздействует на магнитосферу Земли и насыщает огромной энергией многие происходящие в ней процессы. Магнитосфера представляет собой полость, создаваемую в результате столкновения солнечного ветра с магнитным полем Земли. Она простирается примерно на десять земных радиусов в направлении Солнца и в сто раз дальше в противоположную сторону. Солнечный ветер не может в нее проникнуть. Он, как было установлено, состоит из протонов с примесью гелия, кислорода и других элементов, движущихся со средней скоростью порядка 400 километров в секунду, и простирается далеко за пределы самых далеких планет Солнечной системы. Однако для тех, кто работал в этой области, постепенно становилось ясно: свойства солнечного ветра варьируются в широких пределах и поэтому простых моделей недостаточно. Совершенно независимо от громадных колебаний плотности его скорость может меняться от 300 до 1000 километров в секунду. Было обнаружено, что сама корона обладает сложной структурой с дырами (выявленными с помощью рентгеновского излучения) в тех местах, откуда приходят наиболее быстрые потоки солнечного ветра.

Теперь уже должно быть ясно, каким образом совсем небольшие по объему спектроскопические исследования XIX в. выросли в следующем столетии в чрезвычайно мощное астрономическое направление. То, что эти ранние открытия связаны с исследованиями кометных хвостов, замечательно само по себе, но путь, который они проложили к лучшему пониманию строения Солнца, а также к пониманию солнечного и земного магнетизма и даже самих основ фундаментальной физики, является прекрасным примером интуитивной прозорливости. Существовало так много парадоксов, ожидавших своего разрешения. Оказалось не так уж просто привыкнуть к мысли, что два главных компонента короны, водород и гелий, посылают нам очень мало света. Это стало легче поддаваться пониманию после того, как признали, что они обладают высокой температурой: водород и гелий утратили свои электроны, и источником очень тонкого свечения во время затмений являются более тяжелые атомы. И даже в таких обстоятельствах атомы железа могут запросто утратить половину своих 26 электронов. Однако это было только началом. Проводились исследования воздействия плазмы на земные полярные сияния, как северные, так и южные; но в космическом масштабе более важным является тот факт, что со времени открытия природы короны плазма с низкой плотностью, разогретая до чрезвычайно высоких температур, была обнаружена повсюду во Вселенной. Ее нашли в атмосферах других звезд, в остатках сверхновых и во внешних областях галактик. Плазма с низкой плотностью может достигать столь высоких температур за счет того, что она почти не излучает. Световые кванты при таких температурах включают ультрафиолет и мягкий рентген. Посредством регистрации поглощения света гелием и излучения рентгеновских лучей звездами, похожими на наше Солнце, удалось обнаружить, что короны не просто существуют, а представляют собой широко распространенное явление. Идея о существовании корония была иллюзорной, но она имела весьма реальные и поразительные последствия.

Возвращаемся в XIX в., в то время, когда регулярно фотографировался спектр хромосферы (узкий розовый слой между фотосферой и короной) с четкими линиями, принадлежащими кальцию. Первую фотографию спектра короны получил еще один из посторонних для классической астрономии человек —Артур Шустер, еврейский эмигрант из Франкфурта, занимавший должность физика в колледже Оуэнса в Манчестере на севере Англии. Шустер специализировался на спектроскопии, и именно он предпринял первую удачную попытку сфотографировать спектр короны с помощью обычного щелевого спектроскопа. Он сделал это во время полного солнечного затмения 17 мая 1882 г. Его обычные фотографии всей короны во время этого затмения было сложно превзойти вплоть до XX в. Они демонстрировали ее огромную протяженность, нечто подобное наблюдавшемуся визуально во время затмения 1878 г., видимого с территории Америки: части короны, прилегавшие к экватору, наблюдались на расстоянии двух диаметров Солнца, считая от солнечного центра. (Шустер оказался удачлив и в том смысле, что ему удалось попутно поймать изображение кометы.) Наблюдение этого затмения стало важнейшим шагом в организации международного сотрудничества в астрономии. Его наблюдали из Сохага в Верхнем Египте много астрономов, причем каждый из них согласился выполнить только свою особую часть наблюдений в течение этих неповторимых семидесяти четырех секунд полной фазы.

Вдохновленный данными наблюдений 1882 г., Хёггинс экспериментировал с фотографированием короны вне затмения. Его идея использовать ограниченную часть спектра, по всей видимости, явилась результатом запроса, изложенного Локьером в письменной форме с целью получить правительственную поддержку. Как заметил Хёггинс, негативы Шустера демонстрируют существование огромной концентрации излучения, идущего от короны, в совершенно определенном диапазоне спектра, а именно – в диапазоне ультрафиолета. Удастся ли ему сфотографировать Солнце с помощью фотографических пластинок, чувствительных только к этому диапазону? В качестве светочувствительного материала он выбрал хлорид серебра и после нескольких проб, примерно тогда же, когда произошло затмение 6 мая 1883 г., получил результаты, очень близкие к добытым стандартными методами в ходе самого затмения. Поскольку многие сомневались в аутентичности метода Шустера, к сожалению, потребовалось еще три года, чтобы этот метод дал новые данные подобного же рода. Одной из причин осложнений в повторении результатов Хёггинса была фильтрация света вулканической пылью, выброшенной в верхние слои земной атмосферы мощнейшим извержением вулкана Кракатау в Зондском проливе, случившимся в августе 1883 г. Признание затянулось. Постепенно разрабатывались и другие технические приемы отделения света нужной длины волны, и идеи Хёггинса были целиком и полностью подтверждены.

На исходе столетия фотография стала проникать в передовую астрономическую практику, которая в итоге и правда стала немыслима без нее. Можно вспомнить, конечно же, еще более зрелищные фотографии газовых и спиральных туманностей. (На ил. 209 изображена одна из прекрасных ранних фотографий Большой туманности в созвездии Орион, полученная в 1883 г. Э. Эйнсли Коммоном, сравните ее с изображением на ил. 210.) Если XIX в. был золотым веком звездных каталогов, то нет ничего удивительного в том, что фотографии привлекли и для их производства тоже. Хуан Томе из Кордовы в Аргентине до самой своей смерти в 1908 г. работал над расширением Боннского обозрения в сторону юга, достигнув 62° южной широты. Список из его «Cordoba Durchmusterung» продолжили другие и достигли Южного полюса только в 1930 г. Одним из слабых мест этой работы считается оценка звездной величины, и именно фотография пришла на помощь в этом вопросе вместе с некоторыми теориями плотности изображения на фотопластинке. Удалось обнаружить, что, парадоксальным образом, посредственные линзы давали лучший результат, чем наилучшие. Позже были разработаны технические приемы, позволяющие слегка нарушать фокусировку изображений.

209

Большая туманность Ориона, сфотографированная Э. Эйнсли Коммоном в январе 1883 г. (37‐минутная экспозиция, 36-дюймовое посеребренное стеклянное зеркало).

Еще более полезной стала скорость измерения координат звезд по фотографическим пластинкам. Эта идея пришла в голову братьям Полю и Просперу Анри в Париже, но ни они, ни участники международной конференции в Париже, проходившей в 1887 г., не имели представления обо всех ошибках, коренящихся в разработанном ими техническом приеме. Тем не менее возник громадный проект «Carte du ciel», целью которого было фотографическое картографирование неба до четырнадцатой звездной величины включительно (то есть фактически до 15‐й). Планировалось, что это будет новый звездный каталог с названием «Астрографический каталог» звезд до одиннадцатой звездной величины включительно. Эту работу поставили на надежную основу только спустя несколько десятилетий. Однако еще до того как она началась, Якобус Корнелиус Каптейн занимался созданием одного из величайших памятников столетия в области каталогизации, используя простой и элегантный технический прием, также фотографический.

210

Зарисовка того, что граф Росс называл «Гюйгенианской областью» (центральная часть) Большой туманности Ориона. Сравните с фотографией на предыдущем рисунке. Зарисовка была сделана в 1852 г. другом Росса, гражданским инженером Биндоном Стоуни с помощью телескопа в Парсонстауне и получила высокую оценку со стороны Росса. Он с неудовольствием относился к тому, как профессиональные астрономы позволяли своим предубеждениям водить их карандашами. Он и его помощники наблюдали туманность в течение многих лет в надежде зарегистрировать происходящие в ней изменения.

Каптейну в каком-то смысле повезло, что он оказался в университете (в Гронингене), который очень неохотно предоставлял ему большой телескоп. (В 1970‐х гг. Нидерланды, Великобритания и Ирландия в какой-то степени возместили это упущение, установив на о. Пальма (Канарские острова) «Телескоп Якобуса Каптейна» с объективом диаметром 1 метр.) Каптейн же использовал серию фотографических пластинок, полученных Дэвидом Гиллом в обсерватории мыса Доброй Надежды между 1885 и 1890 гг. Посредством остроумного применения теодолита в своей лаборатории, рассматривая поодиночке звезды на пластинке, расположенной на расстоянии, равном фокусному расстоянию телескопа Гилла, он мог непосредственно измерять каждую из звездных координат (прямое восхождение и склонение) с точностью, превышающей даже достигнутую в Боннском обозрении. Кроме того, он определял звездную величину посредством измерения звездных изображений таким образом, что спустя тринадцать лет, лишь десять из которых заняли измерения, проводимые в двух маленьких комнатках лаборатории физиологии в Гронингене, было завершено «Фотографическое обозрение на мысе Доброй Надежды» с 454 875 звездами между 18° южной широты и полюсом до десятой звездной величины.

Позже Гарвардская обсерватория продвинулась на один шаг дальше и разместила свой «атлас» в коробках с пластинками. Забавно произвести сравнение каптейновской практики проведения измерений с гарвардской, где использовались услуги дам с арифметическими способностями, которые могли свободно распоряжаться своим временем. Каптейн, живший в более консервативной среде, обращался с просьбой к начальнику тюрьмы Гронингенской провинции предоставить ему в услужение избранных мужчин, являвшихся гостями этого заведения. Другим примером того, как образованные женщины могли использоваться для проведения измерений и обработки данных в проектах каталогизации, явился проект Парижской обсерватории, где наняли группу для работы над «Carte du ciel». Эту группу возглавляла замечательная калифорнийская женщина Доротея Клюмпке, и ее карьера была связана с астрономической фотографией более чем одним-единственным способом.

Рожденная в Сан-Франциско, одна из пяти дочерей неудачливого золотоискателя, который позже сделал состояние в сфере недвижимости, Доротея Клюмпке и ее сестры были отправлены для получения образования в европейские школы. Получив в 1886 г. степень бакалавра математики в Сорбонне в Париже, она вошла в штат Парижской обсерватории в качестве ассистента. Когда стартовал проект «Carte du ciel», она оказалась успешнее пятидесяти конкурировавших с нею мужчин в получении должности директора Бюро измерений, став первой женщиной, занявшей такой или сопоставимый с ним научный пост во Франции. Она работала со многими выдающимися астрономами, включая двух упомянутых специалистов в области оптических инструментов, Полем и Проспером Анри, которые в то время были заняты проектом фотографирования астероидов с помощью нового 34-сантиметрового рефрактора. В 1893 г. Клюмпке стала первой женщиной, поступившей в математическую докторантуру с диссертацией о кольцах Сатурна; это принесло ей еще большую известность в местных кругах. И когда Пьеру Жюлю Сезару Жансену, директору Медонской обсерватории и, на этот момент, президенту Французского общества аэронавигации, понадобилось выбрать астронома для совместного подъема на воздушном шаре для наблюдения метеорного потока Леониды в 1899 г., его выбор пал на нее. Леониды оказались менее обязательными, что стало разочарованием не только для неустрашимого астронома на высоте 480 метров, но и для всего астрономического мира.

211

Доротея Клюмпке (1861–1942), парижский астроном американского происхождения, в 1901 г. вышла замуж за Айзека Робертса

Карьера Доротеи Клюмпке в области астрономической фотографии приняла новый оборот еще до этого жуткого эксперимента. Во время морского путешествия в Вадсё (Норвегия) с группой астрономов, которые надеялись провести наблюдение полного солнечного затмения 9 августа 1896 г., она познакомилась с пионером в области астрономической фотографии Айзеком Робертсом. Они поженились в 1901 г., их тридцатиоднолетняя разница в возрасте (ее сорок лет против его семьдесят одного года) преодолевалась страстью к одному и тому же предмету. Спустя три года Робертс скоропостижно скончался. Гранитный монумент его могилы украшен древнеегипетским орнаментом и барельефами двух наиболее знаменитых фотографий из его огромной коллекции фотографических изображений – Большой туманности Андромеды (М31) и газовой туманности NGC 1499. Последняя несет в себе послание, которое не особенно очевидно, поскольку это туманность Калифорния. Этот тусклый красный объект весьма обширен, однако его неяркие красные очертания делают его практически неразличимым для невооруженного глаза, и он был открыт лишь в 1884 г. Э. Э. Барнардом – как раз вовремя для того, чтобы быть включенным в «Новый общий каталог» Дрейера. Предполагаемое сходство формы туманности с береговой линией родного штата Доротеи без сомнения объясняет ее привязанность к ней. Вскоре Клюмпке вернулась во Францию, а вместе с ней и коллекция фотографических пластинок, полученных с помощью 20-дюймового рефлектора. Сохраняя верность памяти своего мужа, она провела двадцать пять лет, занимаясь измерением этих пластинок, и в 1929 г. опубликовала результаты своей феноменальной работы в «Атласе 52 областей Айзека Робертса: Путеводителе по пространству туманностей Уильяма Гершеля». В 1934 г. она наконец вернулась в земную NGC 1499, где и оставалась до своей смерти в 1942 г.

Вряд ли можно найти такое астрономическое направление, которое осталось бы совершенно не затронутым фотографией. Камера, например, использовалась в нескольких местах при наблюдении прохождения Венеры по диску Солнца в 1874 г. Планетная фотография, по определению, требовала хороших атмосферных условий для получения четких изображений. Марс был сфотографирован Б. А. Гулдом из Кордовы (Аргентина) в 1879 г.; и в 1890 г. последовавшая за этим серия фотографий У. Г. Пикеринга на вершине Маунт-Вилсон (Калифорния) позволила увидеть южную полярную шапку этой планеты. Ко всеобщему удивлению и удовольствию многих, кто рассуждал в то время о возможности населенности Марса с его каналами разумными существами, стало ясно, что размеры полярной шапки действительно меняются.

Юпитер систематически фотографировался большим телескопом Ликской обсерватории в 1890–1892 гг., когда это исследовательское учреждение только возникло и получило статус лучшей обсерватории страны. Планета располагалась близко к противостоянию, и Большое Красное Пятно на ее поверхности (которое долгое время оставалась объектом исследования этого телескопа), казалось, было на грани исчезновения. Даже астероиды попали в фотографические объективы. Они стали регистрироваться в еще больших количествах благодаря тому простому факту, что часто оставляли полоски света на фотографиях звездных полей. Первый астероид, обнаруженный таким образом, открыт Максом Вольфом из Гейдельберга в 1891 г. За пятьдесят лет, прошедших с 1890 по 1940 г., количество отождествленных астероидов выросло с почти 300 до 1500. Среди наиболее важных из них известны Эрос, открытый Густавом Виттом в 1898 г., и Икар, который случайно открыл Вальтер Бааде в 1949 г. в виде маленького штриха на фотографической пластинке, полученной с помощью недавно введенного в строй телескопа Шмидта на Паломарской обсерватории (ил. 212). Икар может приближаться к Солнцу на расстояние двух третьих радиуса орбиты Меркурия, а его афелий располагается далеко за орбитой Марса. Эрос оказался первым из известных астероидов, движущихся в пределах орбиты Земли, но астероид Гермес подходит ближе, и, на деле, это соседство может оказаться некомфортным. В 1937 г. он приближался на расстояние всего лишь двух радиусов орбиты Луны.

212

Паломарский 48-дюймовый рефлектор Шмидта по рисунку Рассела Н. Портера (1941), на тот момент самый крупный инструмент этого типа. Подвижные части весили более 12 тонн, а главное зеркало – более тонны.

Во время совершения этого открытия у большинства астрономов на уме были другие ракеты, но в послевоенную эпоху многие рассуждали о лучшем порядке действий в случае, если выяснится, что астероид движется в направлении планеты Земля. Ястребы отдавали предпочтение ядерному удару по нему, а голуби – ракетному двигателю, который изменит его курс. Фильм 1979 г. «Метеор» с Шоном Коннери в главной роли преподнес альтернативу ястребов и, наряду с культом компьютерных военных игр, по всей видимости, дает множество вариантов развития событий. В 1991 г. НАСА зашло так далеко, что учредило Комиссию по перехвату. Комиссия, как говорят, предлагала установить на Луне батарею лазерного оружия, вывести на орбиту флот с ядерными боеголовками и «стереть» несколько пробных астероидов в целях тренировочной стрельбы. Такие предложения, а также огромный метеоритный кратер в Аризоне напоминают нам об опасности, исходящей от каждого астероида.

Икар порядка километра в диаметре. Тело, образовавшее кратер в Аризоне, было почти наверняка менее одной десятой части километра, другими словами, в тысячу раз меньше по массе. О размерах и скоростях фрагментов несчастного астероида, если он будет атакован, остается только гадать. Что же касается трудностей обнаружения такого астероида, то большинство методов основываются на ежеминутных изменениях, происходящих на небе, то есть движениях в поле зрения детектора. Реальная опасность будет, конечно же, исходить от объекта, который не попадет в это поле зрения.

Не все объекты, столкнувшиеся с Землей в прошлом, оставили такие отчетливые следы, как Аризонский метеорит. Один особенно загадочный космический гость вызвал невероятно мощный взрыв утром 30 июня 1908 г. в Центральной Сибири. Он произошел в долине реки Подкаменная Тунгуска, к северо-западу от озера Байкал, и свидетели рассказывали об огромном огненном шаре, наблюдавшемся на небе всего несколько секунд. Свидетели, находившиеся даже в шестидесяти километрах от места падения, были сбиты с ног произведенной им взрывной волной. Долгое время политические обстоятельства не позволяли посетить это место ученым, склонным верить, что они найдут на Тунгуске по меньшей мере метеоритный кратер. В первый раз специалист посетил это место в 1927 г., но, к изумлению всех заинтересованных сторон, не удалось обнаружить никаких следов кратера. С другой стороны, был обнаружен вывал леса, достигавший от 30 до 40 километров в поперечнике. В 1930 г. английский астроном Фрэнсис Уиппл предположил, что причиной этого явилась комета или кометный осколок, и сегодня существует широкое согласие по этому поводу. Анализ траектории позволил высказать предположение об осколке ядра кометы Энке. Это предположение подтверждается отчетами о неослабно ярком ночном небе, которое наблюдалось в течение примерно двух месяцев после события, причиной чего предположительно являлась кометная пыль.

С помощью камеры часто совершались случайные открытия. Например, Эдуард Эмерсон Барнард (человек с солидной репутацией открывателя комет в результате усердного поиска), работавший в Ликской обсерватории, где он занимался фотографированием звезд в созвездии Орел, обнаружил в 1892 г. на пластинке кометный хвост. Это не первая сфотографированная комета, но первая комета, открытая с помощью фотографии. Систематическое фотографирование Барнардом участков Млечного Пути и комет стало важным материалом, оказавшимся равно полезным в расширении знания как в той, так и в другой области. По мере быстрого совершенствования фотографических пластинок весь процесс фотографирования упрощался, и это давало возможность проникать во все более отдаленные области, где съемка сталкивалась уже со своими трудностями. И не все успехи достигались посредством наиболее чувствительных камер. Барнард, бывший в то время молодым сотрудником коллектива под автократичным управлением Э. С. Холдена, получил прекрасные фотографии Млечного Пути с помощью слабой аппаратуры, требующей экспозиции до шести часов на каждую фотографию, используя телескоп с гидированием без подсвечиваемой сетки нитей. На исходе XIX в. именно Барнард являл собой превосходный пример астронома нового типа, ухватившегося не только за возможность массово внедрить фотографию в астрономию, но и оказавшегося достаточно подготовленным, чтобы обеспечить ей приоритет над методами наблюдения, с которых начинался этот век.

Сосредоточившись только на новых приемах наблюдения, мы рискуем упустить из виду сопоставимые по важности достижения в области хранения данных, и здесь фотография опять сыграла очень важную роль. Когда в первой половине XIX в. позиционная астрономия вошла в моду, превратившись почти в одержимость, большие обсерватории могли в целом справиться с публикацией материалов произведенных наблюдений и превращением их в полезную информацию, но вскоре это стало невозможно. Первой из старых традиций, которым было суждено иссякнуть, явилось нанесение положений звезд на карты. Их до определенной степени заменили фотографические пластинки, а со временем фотографическая регистрация в целом стала допускать возможность отложенного применения, то есть пластинки хранились на полках до тех пор, пока снова не понадобятся. Они оставались непревзойденным материалом для изучения новых, переменных звезд, вообще звездных величин, форм, размеров и распределения материи, но, подобно человеческим существам, астрономия – это не то, что она ест, а то, что она усваивает. Фотографии в виде спектрограмм удерживали свою ценность не столь успешно, если принять во внимание быстрое усовершенствование этой техники, но астроном, желающий навести справки о какой-либо звезде из «Каталога Генри Дрэпера» (который по мере своего расширения стал охватывать более четверти миллиона звезд), все же мог теоретически обратиться за соответствующей спектрограммой в Гарвардский фотографический архив. Сокровищница пластинок обсерватории Гарвардского колледжа насчитывает более полумиллиона обычных фотографий, начиная с 1885 г.; и то же самое можно сказать о многих других обсерваториях сопоставимого возраста и положения.

Позиционные и другие типы измерений на фотографических пластинках обычно осуществлялись визуально с использованием координатно-измерительных машин или, что вполне возможно, как мы уже видели, теодолитным методом Каптейна. После изобретения электронного компьютера стало возможным до определенной степени автоматизировать этот процесс, а потом убрать пластинку и отбросить ненужную информацию. Однако темпы последних изменений сумели бы потрясти даже Каптейна. Выберем в качестве примера спектрографию: не далее как в 1990‐х гг. красное смещение обычно получали только для единственной галактики на каждую экспозицию и наведение телескопа. Сейчас существуют мультиобъектные спектрографы, которые могут регистрировать одновременно спектры сотен галактик; также существуют компьютерные программы, позволяющие автоматически анализировать эти спектры многими разными способами. Автоматизация различного рода посредством электронных средств использовалась уже в 1960‐х гг. в целях наведения телескопа, обеспечивая, например, автоматическое слежение за соответствующей звездой в центре фотографируемого участка. Если говорить о радиотелескопах, то там не на что смотреть глазами и вполне естественно иметь данные, собираемые «наблюдателями», находящимися в комфортабельной комнате или даже в удобной постели, пока компьютер не выполнит свои операции. Вскоре оборудование подобного рода было распространено на фотографическую и полупроводниковую регистрацию данных, которые могли осуществляться без присутствия астронома, сидящего под куполом и смотрящего в гидирующий телескоп, рискуя заработать в ходе этого процесса обморожение или воспаление легких. Мир стал менее суровым, и следует еще упомянуть достижения, не имеющие к участию человека никакого отношения: искусственное охлаждение матрицы полупроводниковых детекторов (используя, например, жидкий азот) для улучшения результатов посредством снижения электрического «шума» системы. Регистрация продолжается иногда в течение нескольких дней, прежде чем загрузят ее результаты; а человек, ответственный за это, может находиться в другой стране и даже на другом континенте. Нет нужды говорить, что вся эта технология дистанционного управления нашла свое применение на орбитальных обсерваториях.

Электронный компьютер привнес и другие изменения в астрономическую практику. Он не только избавил от утомительной первичной обработки материалов наблюдений, во многих случаях процесс преобразования загруженных данных продолжается до вида, уже пригодного для публикации. Времена логарифмов и механических калькуляторов прошли. Другое изменение, к которому мы потихоньку подкрадывались, особенно в течение второй половины XX в., заключалось в распределении того, что до сих пор иногда ошибочно называют «наблюдательным временем телескопа» – раньше это было более простой задачей, поскольку директора обсерваторий сталкивались только с теми немногочисленными энергичными людьми, кто мог добраться до обсерваторского купола. Многие из сорока или пятидесяти тысяч начинающих астрономов, которые жили надеждой получить доступ к оборудованию одной из нескольких сотен обсерваторий, обманывались в своих надеждах; а когда комиссии по распределению наблюдательного времени телескопов пытались угодить слишком многим, то от этого страдали долгосрочные проекты. Одной из карьерных возможностей, открывшейся для разочарованных претендентов, обладающих навыком работы на компьютере, теперь может стать компьютерное моделирование – относительно новый, но быстро развивающийся тип исследований, использующий компьютерные симуляции для ответа на вопросы практически любой астрономической задачи. Космологическое моделирование уже пролило немало света на вопросы происхождения галактик: почему они принимают ту или иную форму (сфероидную, эллипсоидную, дискообразную и т. д.), почему их размеры представляются ограниченными и зарождались ли они в золотой век формирования звезд в ранней Вселенной или в ходе более неторопливого процесса?

В последние десятилетия XX в. старая техника астрономической фотографии с неизбежностью уступила место цифровым изображениям, что было в русле передовых мировых изменений, а также способствовало прогрессу остального мира. Этот процесс существенно облегчил распространение изображений, в частности через интернет, но то же самое можно сказать и об информации в целом, что выразилось в кардинальном изменении темпов исследований. Не обошлось и без отрицательных последствий – копирования-и-вставки фрагментов из предварительных черновиков, которые можно наращивать стократно в течение пары недель или даже дней, приводят к снижению надежности каждой последующей версии по сравнению с предыдущей. Это явление в чем-то аналогично феномену темной материи во Вселенной. Другая проблема связана с хранением и восстановлением изображений. Ее в полной мере осознали уже в 1970‐х гг., когда технологии стали неожиданно меняться почти ежемесячно. Зачастую бывает так, что проще изучить фотографию, сделанную сто лет назад, чем считать информацию с цифрового носителя, на котором данные были сохранены десятилетие назад – сохранены с помощью устройства, на сегодняшний день абсолютно устаревшего, а то и вовсе уже отсутствующего.

После Ньютона кометные орбиты удалось наконец-то полностью объяснить, и новые исследования внешнего облика кометных хвостов и их направлений относительно уже хорошо изученных кометных орбит дали почву для по меньшей мере некоторых вполне уверенных рассуждений. Однако только после появления спектроскопии астрономы сумели лишь приступить к высказыванию хорошо обоснованных предположений о строении кометных ядер, самой сердцевине комет. Мы видели, как исследования направлений кометных хвостов, произведенные, например, Хофмейстером и Бирманом в 1940‐х гг., привели к синтезу теорий, связывающих кометы с солнечной короной посредством солнечного ветра, однако базовое знание о том, как осуществляется эта связь, стало доступно только во второй четверти минувшего столетия. На ранней стадии единственной справочной информацией было только описание внешнего вида, сопровождаемое периодическими вторжениями в него традиционных (и часто недостоверных) преданий, связанных с несуразностями прошлого. С появлением телескопов оказалось возможным увидеть следующее: когда кометы находятся недалеко от Солнца, они не только могут вырабатывать кому из газа или пыли (было не вполне ясно, что именно), но и их ярко выраженные хвосты становятся в этом случае наиболее сильными. Оказалось сложно опровергнуть всеобщее убеждение, будто хвосты комет представляют собой нечто вроде небесного фейерверка. (Греческое слово κομήτης подразумевает косматый вид типичного кометного хвоста. Есть определенная неоднозначность: слово «кома», образованное от того же греческого слова, используется сегодня исключительно для обозначения оболочки ядра.)

Вполне вероятно, что будет полезно начать с разбора нескольких простых, но заслуживающих упоминания неисторических положений, оглядываясь назад в прошлое. Хвост кометы состоит из двух главных компонентов. Один – это пыль, часто имеющая желтоватый оттенок, сдуваемая излучением, идущим от Солнца. Подчиняясь тем же законам движения, что и другие тела, притягивающиеся под действием гравитации, пыль движется позади головы, поскольку она источается вовне, и это придает хвосту некоторую кривизну. Как мы видели, Ньютон с величайшей тщательностью зарисовывал легкую искривленность, но и предыдущие наблюдатели тоже замечали ее. Другой компонент хвоста – это плазма ионизированных газов, часто имеющая голубоватый оттенок. Понимание различия между этими двумя компонентами пришло только во второй половине XX в. Современные исторические описания часто игнорируют это, когда говорят об «открытии» Апианом ориентации кометных хвостов в пространстве в направлении, противоположном Солнцу. Их подобное поведение является лишь грубым приближением, да и то только для первого компонента. Гораздо более сложно описать плазменный хвост, и несомненным фактом является возможное расположение различных хвостов по очень разным направлениям, это и служит причиной того, что кометы имеют такую причудливую форму – форму, изображаемую в виде распятий, мечей, молотов и тому подобного. Некоторые наполовину реальные, наполовину воображаемые зарисовки комет, сделанные Гевелием, показаны на ил. 213. Плазменный хвост может даже оторваться от комы. Еще одной причиной столь особенной формы комет бывает эффект, создаваемый пылью на пути своего следования, способной рассеивать солнечный свет самым неожиданным образом.

Дает ли знание о хвосте и об удаленных частицах кометы какую-нибудь информацию о ее ядре? Разве не очевидно, что оно формируется посредством аккреции подобных частиц? Но почему вообще частицы должны собираться вместе? Несколько ценных подсказок удалось получить после того, как Джованни Скиапарелли доказал существование связи между метеорными потоками и кометами. Как бы это забавно ни звучало, но даже когда аристотелевское представление о кометах как о чем-то, имеющем метеорологический характер, было целиком отвергнуто после исследования Тихо Браге о комете 1577 г., идея о том, что падающие звезды являются метеорологическими, легко воспламеняющимися парами, случайно вспыхивающими в нашей атмосфере, просуществовала до XVIII в. Об их космическом происхождении заявили Галлей и немецкий физик Эрнст Хладни. Согласно предположению, высказанному Хладни в 1794 г., космическое пространство заполнено атомами, которые выпадают на Землю под действием гравитации и воспламеняются в атмосфере от трения. Оно было полностью спекулятивно, но ученый посоветовал двум своим студентам из Гёттингенского университета Генриху В. Брандесу и Иоганну Ф. Бенценбергу исследовать высоты падающих звезд посредством одновременного наблюдения из удаленных мест. Скорее всего, они ничего не знали о том, что подобную процедуру предложил математик Абу Сахл ал-Кухи за восемь столетий до того, хотя в написанном им трактате его больше интересовала геометрия, а не натурфилософия. В 1798 г. два гёттингенских студента обнаружили, что метеоры становятся видимыми на средней высоте 97 километров и движутся с «планетными скоростями» порядка несколько километров в секунду; все это указывало на их происхождение, не связанное с земной атмосферой. На самом деле еще Эдмонд Галлей рассчитал, что необычайно яркий метеор 19 марта 1719 г. находился на высоте 60 миль (96 километров) и обладал скоростью 300 миль в минуту (8 километров в секунду). Несколько астрономов сделали подобные оценки в других случаях, но исследование Бенценберга – Брандеса отличалось большей основательностью.

213

Разнообразные кометные формы XVI и XVII вв. по рисункам Гевелия, подготовленным для его «Кометографии» (здесь сильно уменьшенные). Несмотря на их слегка стилизованный и искусственный характер, рисунки высвечивают несколько важных качеств, которые другие астрономы часто упускали из виду, такие как кривизна и расщепление хвостов и множественные световые зоны вокруг кометного ядра.

Удивительно, но почти всеобщее неприятие этих результатов привело к тому, что даже Хладни на время потерял веру в них. Лаплас был весьма догматичен и настаивал: падающие звезды (метеоры) порождены материей, выброшенной огромными лунными вулканами. По всей видимости, исходно эта идея принадлежала Ольберсу, опубликовавшему ее в 1795 г. Популярная научная энциклопедия 1821 г., вышедшая под редакцией Э. Полехэмптона и Дж. М. Гуда, представляет собой полезный образец убеждений того времени. Посвятив метеорам, метеоритам и болидам семьдесят страниц, которые включали самые разные экспертные мнения, они выступили в поддержку вулканической гипотезы происхождения метеоритных камней, но не метеоров, «поскольку они с тем же успехом летят вверх, как и вниз». Авторы отдавали предпочтение электричеству или земным испарениям. Ситуация стала вдвойне драматичной, когда ночью и ранним утром 12 и 13 ноября 1833 г. один из наиболее зрелищных метеорных дождей, когда-либо случавшихся на Земле, привел в возбуждение и напугал население как Европы, так и Северной Америки, особенно на территории, протянувшейся от Галифакса (провинция Новая Шотландия) до Мексиканского залива (ил. 214). Согласно сделанным оценкам, общее количество увиденных метеоров составляло порядка четверти миллиона штук, но показательным было не количество световых полосок, а их особенности: казалось, что они испускаются одной и той же, более или менее точечной областью неба в созвездии Лев. Такие же особенности отмечались и при наблюдении предыдущих метеорных дождей, но без каких-либо ясных рассуждений, основывающихся на этом факте. Типичное распределение показано на ил. 215. В течение ночи эта точка, названная «радиантом», перемещалась вместе со звездами, и это служило доказательством того, что источник метеоров представляет собой точку, далеко выходящую за пределы земной атмосферы. На самом деле (вероятно, было трудно об этом догадаться), следы метеоров в пространстве параллельны друг другу, а не разлетаются подобно искрам взорвавшегося неподалеку фейерверка, как можно подумать; это легче уяснить, если представить серию длинных параллельных линий (как несколько прямых параллельных железнодорожных линий с находящимися над ними многочисленными и тоже параллельными им проводами). Если смотреть на них продольно, находясь на одном из концов, будет казаться, что они исходят из одной далекой точки, но это лишь свойство линейной перспективы. Теперь легче понять, почему многие свидетели, судя по резюме глав энциклопедии 1821 г., могли утверждать, будто «они с тем же успехом летят вверх, как и вниз».

214

Оттиск с изображением грандиозного метеорного (звездного) дождя Леонид 12–13 ноября 1833 г., нарисованного по следам этого события пастором адвентистов Джозефом Харви Ваггонером во время его поездки из Флориды в Новый Орлеан. Он упустил такое понятие, как метеорный радиант (Библия для чтения в семейном кругу, 1889).

215

Траектории наиболее ярких метеоров Леонид, наблюденных в Гринвиче 13 ноября 1866 г. Здесь с помощью координатной сетки прямого восхождения и склонения точно обозначено, что они появляются и разлетаются примерно из одной точки в созвездии Лев.

Возрождение интереса к метеорам побудило астрономов к поиску старинных манускриптов и печатных источников для определения времени и обстоятельств появления метеорных дождей, и не без успеха. Как и ожидалось, удалось обнаружить выделенные участки неба, а также более или менее одинаковые календарные даты. Это, очевидно, свидетельствовало о наличии связи каждого семейства метеоров с определенным участком земной орбиты, который, предположительно, пересекается с кольцом некоего пояса частиц, сгорающих в виде метеоров в момент вхождения в земную атмосферу. Леониды, названные так из‐за того, что их радиант находится в созвездии Лев, всегда появлялись в ночь с 12 на 13 ноября или в следующую ночь. Поиск исторических данных привел астрономов к изучению периодичности этих зрелищ. Один в высшей степени важный результат стал известен после метеорного дождя Леонид 1886 г. Это было не менее впечатляющее зрелище: в Европе на пике активности дождя количество метеоров составляло по самой заниженной оценке не менее тысячи в час. Хьюберта Ньютона нельзя назвать пионером в изучении периодичностей метеоров, но он был гораздо точнее остальных, и это позволило ему прийти к выводу: ноябрьские метеоры исходят от чего-то, что обращается вокруг Солнца с периодом 33,27 года и движется по эллиптической орбите, простирающейся от Земли до Урана. Он корректно предсказал повторение явления в ноябре 1899 г., однако людей, надеявшихся на грандиозное фейерверк-представление в этом году, ждало разочарование. После того как удалось выявить периодичность других метеорных потоков, к заметному прогрессу в понимании их природы привела возможность заранее предупреждать целое сообщество заинтересованных групп (многие из которых – любительские), получивших таким образом возможность подготовки к наблюдениям.

Джованни Скиапарелли, выпускник Туринского университета, поработал в Берлинской и Пулковской обсерваториях, а затем в 1860 г. вернулся в Италию и обосновался в Брерской обсерватории в Милане. В 1860‐х гг. он посвятил много времени анализу новых и старых данных, имеющих отношение к природе метеоров. Он кратко изложил свои находки в письмах к Анджело Секки, который их опубликовал. В этих письмах Скиапарелли поставил на обсуждение одну оставшуюся незамеченной работу, где показывалось, что августовские метеоры (известные как Персеиды, поскольку их радиант находится в созвездии Персей) движутся по той же самой орбите, что и яркая комета 1862 г. (Эта комета известна под именем кометы Свифта – Туттла; ее открыл Льюис Свифт 16 июля 1862 г. и, три дня спустя, независимо от него, Хорас Парнелл Туттл. Вскоре после этого открытия Туттл покинул Гарвард, чтобы принять участие в гражданской войне, получив некоторую известность в качестве отважного бойца, но еще большую – в качестве растратчика военных резервов.)

С метеорами и метеоритной материей в целом случилось то же самое, что и с кометами после того, как Тихо Браге придал им астрономический статус – эти два класса, как было признано, отличаются только размером частиц. Будучи захваченными догадкой Скиапарелли, несколько астрономов приступили к работе по установлению соотношений между максимальным числом метеорных потоков и всеми известными на тот момент рассчитанными кометными орбитами. Работа оказалась невероятно успешной и привела к многочисленным отождествлениям. В это же время некоторые астрономы вновь обратились к истории для того, чтобы поискать имена тех (главным образом среди соотечественников), кто предвосхитил великое открытие Скиапарелли. Это говорит нам очень многое об уровне возбуждения, порожденного данным открытием. Были представлены имена Кеплера, Маскелайна, Хладни, Морштадта и Кирквуда. Они и в самом деле находились в одном шаге от открытия, но именно Скиапарелли полностью просчитал совпадение и рационально обосновал его.

Леониды, наиболее известные из всех метеорных потоков, проявляли высочайшую активность в 1799, 1833, 1866 и 1966 гг. Другими хорошо известными потоками являются Персеиды (наивысшая активность в 1861, 1862, 1990 гг.), Лириды (1982), Урсиды (1795, 1945, 1986), Дракониды (1933, 1946) и Андромедиды (1872, 1885).

Хотя Скиапарелли и не удалось объединить старые проблемы состава комет и метеоров, астрономы были все еще далеки от окончательного решения. Действительно ли метеориты (иногда называемые аэролитами) появляются в результате тех же причин, что и метеоры? Метеориты – тела, упавшие на землю, некоторые из них отличались огромными размерами и часто становились причиной огромных разрушений. Найденные, как правило, бережно хранились, и в течение долгого времени считалось, что все известные образцы имеют похожий внешний вид и часто содержат много железа. Химический анализ, выполненный в первое десятилетие XIX в., показал также содержание никеля, оксида железа, серы, кремнезема, магния и марганца. До того как Скиапарелли снял чары, все еще находились люди, предпочитавшие верить в то, что такой коктейль веществ действительно образовался в атмосфере. Теперь возникла необходимость углубиться в этот вопрос.

Возможно ли найти эти вещества в кометах? В 1864 г. Джованни Баттиста Донати наблюдал спектр атмосферы кометы, которая сегодня называется кометой Темпеля (1864 II). Он обнаружил три яркие полосы – желтую, зеленую и голубую – с темными областями между ними. Это послужило первым доказательством того, что свет комет не является (по широко распространенному в то время мнению) полностью отраженным солнечным светом, но частично представляет собой свет самосветящегося газа (позже удалось зарегистрировать и слабые компоненты непрерывного солнечного спектра). Сам Донати ограничился замечанием, что увиденное им имеет некоторое сходство со спектрами металлов. Это, как известно сегодня, в основном переизлучение солнечного ультрафиолетового света, поглощенного атомами и молекулами кометы. Их колебательные и вращательные движения дают начало сотням линий, образующих полосы первоначально наблюденного света.

Между 1868 и 1880 гг. были проанализированы спектры восемнадцати комет, которые выявили в каждом случае признаки присутствия углеводородов. Затем, в 1881 г., Жансен, Хёггинс и Дрэпер независимо друг от друга сфотографировали спектр кометы, появившейся в том году, получив тот же самый результат (ил. 216 и 217). Линии металлов также были обнаружены, особенно железа, равно как и линии нестабильной формы (CN) ядовитого газа циана (C₂N₂). Знание об этом факте, распространившееся по всему миру в 1906 г. благодаря роману Г. Дж. Уэллса «В дни кометы», заставило многих не выходить из дома во время повторного появления в 1910 г. кометы Галлея. Хокерс получил крупную прибыль, торгуя «пилюлями от комет» для нейтрализации предполагаемой опасности.

216

Рисунок спектра кометы Брорзена (1868), полученного Хёггинсом. Прежде чем достигнуть хорошего результата, он опробовал несколько спектроскопов. В качестве спектров сравнения он изображает здесь солнечный спектр (верхний), спектр от искры (средний) и спектр того типа, который он наблюдал в газовых туманностях (нижний). Согласно его рассуждениям, они отличаются от кометной туманности различными температурами и молекулярным составом. Он отмечает сходство со спектром, полученным Донати для кометы Темпеля (1864 II).

Изучение кометных форм (голов, хвостов и их изгиба) постепенно уступило первое место спектроскопическим исследованиям, хотя они продолжали преподносить много сюрпризов в XX в., в частности в понимании двух различных типов кометных хвостов: хвосты I типа светят исключительно благодаря флуоресценции ионизированных атомов, а хвосты II типа – солнечным светом, отраженным от измельченных твердых фракций. Положительный заряд ионов в хвостах I типа приводит к появлению силы отталкивания, тысячекратно превышающей гравитационное притяжение частиц Солнцем. Понимание этого пришло только в середине XX в., но это был образчик полузабытой теории, восходящей к началу XIX в. Уже в 1812 г. Ольберс выдвинул предположение, что кометные хвосты состоят из частиц, подвергающихся электрическому отталкиванию от Солнца. Эта идея никоим образом не была отвергнута. Ее подхватил Бессель в Кенигсберге, У. А. Нортон в Йеле, К. Ф. Папе в Альтоне, Федор Александрович Бредихин в Москве и Иоганн Карл Цёлльнер в Лейпциге, каждый из которых старался разработать математически строгую теорию. Вклад Бредихина особенно ценен и неожиданно современен по своему характеру. Он проанализировал большое количество комет, самостоятельно занимаясь непосредственным изучением спектров многих их голов и хвостов. Теоретизируя по поводу солнечного электрического отталкивания, он постулировал в 1877 г. существование трех типов комет. К 1879 г. он провел различие между ними на основании их строения: он предполагал, что в его I типе преобладали углеводороды; во II типе, по его мнению, были в основном легкие металлы, такие как натрий; а в III типе – молекулы железа. Сила отталкивания, как он сначала полагал, является одной и той же для всех типов, но к 1885 г., с учетом исследования сорока вариантов, он провел дифференциацию между типами, основываясь на отношении силы отталкивания к силе гравитационного притяжения: для типа I оно составляло порядка 14, для типа II – около 1,1, а для типа III – около 0,1. Каждому типу соответствовала различная кривизна хвоста.

217

Вклад фотографии в регистрацию спектров можно увидеть, сравнив это изображение, которое представляет собой литографию первой фотографии кометного спектра, с предыдущим рисунком; и то и другое получено Хёггинсом. Он сфотографировал комету, теперь называемую кометой Теббутта (1881 III). Вдоль верхнего края расположена шкала длин волн с ценой деления сто ангстрем. Непрерывная часть спектра – это солнечный свет, отраженный пылевыми частицами кометы, темные линии являются линиями поглощения того же света – фраунгоферовы линии, которые возникают, когда свет от Солнца проходит сквозь холодный газ. Линии K и H той же категории, они принадлежат кальцию. Линия G возникает из‐за поглощения в радикале CN, но яркие линии справа и слева от K – это эмиссионные линии CN и молекул углерода в кометных газах. Эта литография была подготовлена для конференции Британской ассоциации содействия развитию науки в 1881 г. и произвела во время презентации огромное впечатление.

Сначала эти идеи были скорее отклонены многими астрономами, чем приняты ими. I тип, как находили некоторые, трудно согласуется с открытиями, сделанными с помощью спектроскопа; другие предпочитали объяснения в духе жароотталкивания; а третьи рассматривали кометные хвосты как нематериальные электрические разряды в космосе. Зарисовка кометы Донати (1858 VI) очень ясно демонстрирует сосуществование трех различных хвостов (ил. 218), что прекрасно укладывается в теорию Бредихина. Первый хвост кометы, открытой 2 июня в созвездии Лев, начал появляться в середине августа, ее тройной хвост наблюдался около середины сентября. Ядро кометы было также сложным и временами походило на горелку в виде крыльев летучей мыши. Ни одна другая комета не изучалась ранее астрономами всего мира столь же интенсивно, Джордж Бонд из обсерватории Гарвардского колледжа был одним из наиболее добросовестных исследователей. Собранные данные оказались полезны и в более поздние времена; на тот момент утверждение Бонда, что ее свет является отраженным солнечным светом, считалось общепринятым. Спустя четыре года Донати открыл новую ступень в понимании кометного света и, как говорилось ранее, обнаружил компонент несолнечного света, в силу чего выводы Бонда стали нуждаться в уточнении.

218

Комета Донати (1858 VI) по рисунку Джорджа Бонда, директора обсерватории Гарвардского колледжа. Изогнутый хвост состоит из пыли, две слабо различимые компоненты – из ионизированных газов. Яркая звезда слева от головы – Арктур.

Спектроскопия привнесла в астрономию некий небесный вид химии, но идентификация спектральных линий оказалась более сложной задачей, чем об этом думали вначале. Относительная интенсивность кометных линий часто радикальным образом отличалась от того, что обнаруживалось в лаборатории. Само положение линий, полученных от одной и той же кометы, могло меняться со временем. В 1941 г. бельгийский астроном Поль Свингс существенно усовершенствовал методы, используемые для интерпретации кометных спектров, приняв во внимание доплеровские смещения в солнечном излучении, которое возбуждает линии в кометном спектре. Еще один этап в анализе кометных спектров бы пройден в 1957 г., когда Свингс и Джесси Л. Гринстейн, работающий в Паломарской обсерватории, получили спектрограммы высокого разрешения кометы Мркоса (1957 V). Ученые обнаружили в них запрещенные линии нейтрального кислорода, линии, которые ранее нашли в солнечной короне и в туманностях, что требует наличия крайне разреженной среды. В послевоенный период этот список постепенно пополнялся и другими свойствами комет. Расходы на астрономию начинали медленно восстанавливаться, особенно в Соединенных Штатах, хотя, как правило, астрономия Солнечной системы повсюду оставалась недооцененной и выглядела не столь впечатляюще в сравнении с теориями крупномасштабной Вселенной. Возрождение астрономии Солнечной системы наступило с открытием новых технических приемов. Обзаведясь инструментами, люди проявляли склонность найти им полезное применение. К изучению природы пылевых частиц прибавилось изучение их размеров – в большинстве случаев не более нескольких микрон. Эта последняя работа велась главным образом в инфракрасных длинах волн. Наблюдение комет в инфракрасном диапазоне провел Карл О. Лампланд в обсерватории Лоуэлла уже в 1927 г., но их потенциал не был использован вплоть до работы Эрика Беклина и Джеймса Уэстфала, начавшейся в 1965 г. Кроме того, с попыткой пронаблюдать комету Аренда-Ролана (1957 III) на длинах волн 21 сантиметр, 50 сантиметров и 11 метров начались наблюдения комет в радиодиапазоне. Первую документированную регистрацию радиоизлучения молекул в комете (метил-цианид, CH₃CN) осуществили Бобби Л. Юлих и Эдуард К. Конклин в Грин-Бэнке, Западная Виргиния, в декабре 1973 г.; за ней быстро последовали другие. Астрономия Солнечной системы вернулась к жизни, и все более очевидным становилось то, что она затрагивает в том числе космологические вопросы.

Исследование физического строения комет также вступило в новую фазу в послевоенный период. В течение многих лет кометные ядра рассматривались как скопления мелких частиц, движущихся совместно в одном направлении. Так же думал Реймонд А. Литтлтон, когда предлагал свою модель «песчаной банки». Литтлтон и Фред Хойл познакомились в Кембридже в 1931 г. и после этого написали серию статей на эту и другие темы, оказавших заметное влияние. Некоторые из них касались внутреннего строения звезд, а другие – гравитационной аккреции межзвездного вещества звездами, что являлось пионерскими исследованиями в области взаимодействия между звездами и межзвездной средой. Начиная с 1949 г. они стали использовать опыт, который приобрели в ходе этих ранних исследований, для объяснения кометной аккреции. Теория песчаной банки была основана на идее, что Солнце, проходя сквозь облако газа и пыли, увлекает за собой обе эти фракции гравитационным притяжением. Потоки газа и пыли, как они полагали, могли в итоге слиться воедино, смешаться и сформировать кометное ядро.

Эта теория породила горячие споры, поскольку указывалось на все большее и большее количество ее недостатков. Одна из ее серьезных ошибок заключалась в том, что теория не предлагала никакого источника колоссальной утечки газа в космическое пространство, необходимого для этого процесса. В течение одного-двух лет она утратила популярность, уступив место более правдоподобному взгляду на природу кометного вещества и образования комет – «теорию грязного снежка». Одной из подсказок, приведших к такому выводу, было существование радикала OH в головах комет и положительного иона OH+ в их хвостах. Свингс и другие предположили, что радикал OH мог образоваться из воды, исходной молекулы, имеющей очень слабый спектр. Дополнительным аргументом казалось возможное присутствие в них столь же устойчивых (но также все еще не зарегистрированных) молекул метана, аммиака и двуокиси углерода. На этом этапе, в конце 1940‐х гг., Фред Уиппл из Смитсоновской астрофизической обсерватории и Гарварда сформулировал теорию кометных ядер, представляющих собой массивные ледяные глыбы с вкраплениями пыли и метеоритных частиц. Находясь в состоянии спячки на больших расстояниях от Солнца, они теряют молекулы в результате испарения, находясь в непосредственной близости от него, со скоростью порядка 300 метров в секунду – достаточной для того, чтобы унести с собой зерна твердых пород. Газ, частицы твердого вещества, а также теория объясняли долговечность комет, способных оставаться активными в течение сотен оборотов вокруг Солнца – эти достоинства были очень впечатляющими, но возможно ли доказать эту теорию?

Одним из подходов к доказательству стала проверка некоторых следствий из базовой идеи. Одно из таких следствий: солнечный свет, падающий на ледяное ядро, будет действовать активнее на стороне, ближайшей к Солнцу, и поэтому он порождает эффект реактивной струи, отталкивая комету от Солнца. Однако если комета вращается, направление будет другим. Точно так же как в случае Земли, комета будет проходить суточный цикл изменения температуры с самой высокой температурой спустя час или около того после полудня. Если комета вращается в том же направлении, как и Земля, реактивная сила будет направлена под углом к линии, соединяющей ее с Солнцем, и будет подталкивать ее вперед по орбите, увеличивая период ее обращения вокруг Солнца. Уиппл исследовал комету Энке, вращающуюся обратным движением и, как известно, обладающую уменьшающимся орбитальным периодом. Это теория могла объяснить, и когда в модель подставили численные данные, получившиеся результаты оказались даже еще более воодушевляющими. Вскоре выяснилось, что теория хорошо согласуется с известными движениями других комет, и была сделана одна весьма удивительная находка: количество комет, вращающихся прямым и обратным движением, оказалось примерно равным друг другу. Теория могла объяснить потоки метеоров как продукты распада больших фрагментов исходного тела; она могла объяснить и приливные силы, испытываемые кометами, когда они находятся близко к Солнцу – силы, которые способны расколоть комету на несколько частей. (Например, близко подходящая к Солнцу комета 1882 II состоит из четырех частей.)

Модель грязного снежка быстро приняли большинство астрономов, хотя она и создала множество проблем. Когда, где и как возникают кометы? Голландский астроном Ян Оорт отдавал предпочтение совместному с астероидами происхождению во внутренней части Солнечной системы. Низкие температуры, необходимые для того, чтобы заморозить воду, аммиак и двуокись углерода говорят, как утверждали другие, в пользу внешних пределов Солнечной системы, откуда они могут попасть в облако Эпика – Оорта, с которым мы вскоре познакомимся. Для решения этой и других более мелких проблем, очевидно, потребовались новые методы сбора данных. Они пришли вместе с космической эрой, и мы коснемся их в главе 19.

Ядра комет обычно не превышают несколько километров в поперечнике, и на своих орбитах обращения вокруг Солнца они не различимы даже в телескоп до тех пор, пока не подойдут достаточно близко к Солнцу. Существует неисчислимое количество малых астероидов сходного размера, но кометы отличаются от них в двух отношениях. Как заключили Уиппл и другие, кометное ядро содержит значительную долю воды в форме льда, и именно она, начиная испаряться, порождает оболочку комы, которая может достигать миллиона километров в поперечнике, делая комету кометой. Другое отличие заключается в том, что кометные траектории в космическом пространстве имеют гораздо больший эксцентриситет, чем траектории астероидов, поэтому расстояния комет от Солнца варьируются в невероятно большом интервале по мере того, как они движутся по своим орбитам. Кроме того, их траектории часто сильно наклонены к зодиакальному поясу, где лежат траектории всех планет. Только во времена Ньютона и Галлея стало известно, что они периодичны, как планеты; но поскольку некоторые кометы имеют период обращения порядка тысяч лет, их можно увидеть лишь один раз за целую историческую эпоху. Например, следующего появления кометы Когоутека придется дожидаться миллион лет.

К началу XX в. охота за кометами была частым азартным развлечением уже в течение трех столетий. Открытия быстро оборачивались денежными вознаграждениями. Например, в 1840 г. король Дании учредил золотую медаль за каждое новое открытие кометы. В 1885 г. или около того Э. Э. Барнард, будущий сотрудник Ликской обсерватории, сумел построить себе небольшой домик на средства, полученные за совершение нескольких открытий. Однако королем охотников за кометами был Жан-Луи Понс, который в течение трех первых десятилетий XIX в. открыл около тридцати комет (он начал свою карьеру привратником Марсельской обсерватории). Для этого не требовалось слишком мощного оборудования, во всяком случае на этапе открытия, поэтому это можно назвать своеобразным спортом, в котором первенство часто доставалось любителям. Только в течение последних двух или трех десятилетий XX в. открытия профессионалов наконец отодвинули в тень работу любителей.

Но кометные исследования не исчерпывались только охотой за ними. Тем, кто работал в области небесной механики, хватало проблем. Например, Лаплас затратил невероятные усилия на объяснение того, почему в плоскости орбиты Юпитера скопилось так много короткопериодических комет. Хьюберт Энсон Ньютон из Йеля, оттолкнувшись от предположения Лапласа об их исходном случайном распределении, рассчитал вероятность захвата комет Юпитером. Он пришел к выводу, что вероятность будет крайне мала – может быть, один на миллион, – но это не является препятствием, если существуют миллионы комет, пускай даже большинство из них будет утрачено. Если было или есть сейчас миллионы комет, то откуда они берутся? В 1932 г. Эрнст Эпик, эстонец, поработавший впоследствии в Гарварде, задался вопросом о том, на каком расстоянии от Солнца кометы еще могут удерживаться солнечной гравитацией, достаточной для того, чтобы не начать двигаться к другим звездам. В ответе он получил 60 000 астрономических единиц; если есть кометное облако, то оно должно находиться в пределах такого радиуса. Другие астрономы продолжили исследование орбит комет, часто искажаемых из‐за близкого прохождения от планет, а также особенностей их происхождения. Наиболее успешным теоретиком в этой области был Ян Оорт.

Как мы увидим в следующей главе, Оорт уже приобрел значительный опыт, занимаясь динамикой звезд в Галактике. В 1950 г. он сформулировал теорию, согласно которой кометы попадают к нам из огромного облака, состоящего из миллиардов малых тел, обращающихся вокруг Солнца на расстоянии около 60 000 астрономических единиц. Согласно его выводу, они и образуют кометы, отправляясь на близкие к Солнцу орбиты, когда их исходные траектории возмущаются проходящими вблизи звездами. Идея Оорта заключалась в том, что последующее возмущение со стороны массивных планет может привести к существенному уменьшению орбиты с гораздо более короткими интервалами между возвращениями в околосолнечную область. (Подробности см. на ил. 219.) Вскоре эта гипотеза «облака Оорта» или «облака Эпика – Оорта» получила широкое признание. Постепенное накопление данных и изобретение электронных компьютеров сделало гораздо более простым делом исправление параметров модели Оорта, чем это позволяла делать исходная формулировка. Согласно оценкам Брайана Дж. Марсдена и его коллег по Смитсоновской астрофизической обсерватории в Кембридже (штат Массачусетс), из комет с хорошо известными параметрами с периодом более 250 лет только порядка 10 процентов прилетели из внешнего пространства, остальные удерживаются гравитацией Солнца. Что касается захвата комет Юпитером (проблема Лапласа), то вероятность такого события меньше, чем примерно 1:500. Действительно, большие планеты, как уже было сказано, несут ответственность за выталкивание комет из Солнечной системы, воздействуя на них гравитационной пращой – разновидностью «гравитационного маневра» (используя более современный термин), сегодня часто применяемого для разгона космических аппаратов, направляемых во внешние пределы нашей планетной системы. С появлением этих межпланетных зондов, предназначенных для преследования и даже бомбардировки тех объектов, которым они подражают, наступила следующая фаза кометных исследований.

219

Облако Эпика – Оорта. Рисунок, в котором по необходимости не соблюден масштаб, иллюстрирует три различные ситуации. В первой (под номером 1, игнорирующей проходящую звезду, Юпитер и орбиты 2 и 3) миллионы ядер потенциальных комет находятся в настоящее время в облаке Эпика – Оорта, они движутся по вытянутым орбитам, но в большинстве случаев далеко от Солнца. Считается, что впервые они возникли, когда планетная система сформировалась как единое целое, скажем 4,6 миллиарда лет назад, но сначала двигались по круговым орбитам на расстоянии около 15 а. е. от Солнца. Они были перемещены на свои сегодняшние орбиты в результате планетных возмущений в ходе долгой истории Солнечной системы. Согласно второму закону Кеплера, большую часть времени они проводят на расстояниях порядка 50 000 или 60 000 а. е. Однако проходящая звезда (см. ситуацию 2) может легко оказать возмущающее действие на какой-нибудь объект в облаке, переместив его на долгопериодическую орбиту, проходящую на гораздо более близком расстоянии от Солнца. Когда это случается, объект становится видимым. Во время своего прохождения через Солнечную систему он подвергается риску быть возмущенным планетой, особенно такой массивной планетой, как Юпитер. После этого он может превратиться в короткопериодическую комету (см. ситуацию 3) с гораздо более близким афелием, чем до этого (скажем, 20 а. е.), как в случае кометы Галлея.

Оптика – не единственный раздел физики, проникновение которого в астрономию было радушно встречено в XIX в. В середине столетия из законов, выведенных относительно независимо друг от друга (закон сохранения энергии, закон энтропии и т. д.), сформировалась новая и стройная теория тепла – термодинамика. Сразу же после того как эти законы были установлены, благодаря успешной работе физиков, в число которых входили Сади Карно, Юлиус Майер, Джеймс Джоуль, Герман фон Гельмгольц, Рудольф Клаузиус и Уильям Томсон, их стали рассматривать в качестве универсальных и применили к небу, сначала – к Солнцу. Как только пришло осознание того, что существует некий баланс, в котором должны учитываться все виды энергии – кинетическая, потенциальная, тепловая, электрическая, химическая и т. д., – стало ясно, что бо́льшая часть энергии, проявляющей себя на Земле, в конечном счете ведет свое происхождение от солнечного излучения. Но что служит источником самой солнечной энергии? И если энергия излучения Солнца, в принципе, может быть получена в результате преобразования энергии какого-то другого вида, то какого?

В работе, изданной на частные средства в 1848 г., Юлиус Роберт Майер высказал предположение, что она берется из механической энергии, высвобождающейся в результате непрерывной бомбардировки Солнца метеорными телами. Работа Майера не получила широкой известности, но позже ту же самую идею независимо выдвинул гораздо более недооцененный шотландский ученый Джон Джеймс Уотерстон, и за короткое время «метеорная гипотеза» привлекла к себе большое внимание. (Уотерстон представляет собой печальный пример человека, чьи идеи, особенно в области кинетической теории газа, оценили должным образом лишь спустя семь лет после его смерти.) Было довольно просто посчитать, сколько вещества должно упасть на Солнце с огромного расстояния, чтобы произвести количество тепловой энергии, уже измеренной по излучению. Джон Гершель и французский физик Клод Серве Матиас Пуйе независимо друг от друга с довольно хорошей точностью измерили количество тепловой энергии, получаемой от Солнца, и оценили, сколько тепла поглощает земная атмосфера. Годовое выпадение вещества было по-разному рассчитано разными авторами, но значение, полученное Уильямом Томсоном, является наиболее репрезентативным: расчетное количество годовых осадков составило порядка семнадцати миллионных долей солнечной массы.

Это еще один пример того, насколько выросло количество взаимосвязанных физических величин. Небесная механика была доведена до такого уровня совершенства, что даже столь малое количество могло быть немедленно отвергнуто как слишком большое. Как показал Томсон в 1854 г., это привело бы к сокращению периода обращения Земли вокруг Солнца примерно на две секунды в год, что было легко выявляемой величиной на интервале от Вавилона до XIX в. С другой стороны, Герман фон Гельмгольц построил более искусную механическую теорию. Согласно его идее, солнечная энергия возникает в результате превращения гравитационной энергии в тепловую в процессе конденсации материи, начиная с того момента, когда она была еще разреженным облаком. (Иногда эту версию «небулярной гипотезы» ошибочно называют «метеорной гипотезой».) В настоящий момент Солнце представляется сформировавшимся небесным телом, но его идея заключалась в том, что те же самые процессы сжатия все еще действуют и что гравитационная энергия (потенциальная энергия) медленно сжимающегося солнечного вещества продолжает превращаться в энергию, испускаемую Солнцем главным образом в виде тепловой энергии.

Эта гипотеза казалась гораздо более предпочтительной по сравнению с альтернативной теорией «солнечного топлива», которую выдвигали многие, а именно что источником солнечного тепла являются протекающие в нем химические реакции. Как указывал Томсон, ни одна из всех известных на тот момент самых энергетически емких химических реакций не сможет поддерживать излучение Солнца более 3000 лет. Даже теологам требуется больше времени.

Существует много вариантов, незначительно отличающихся от приведенных данных, и следующие вычисления проводятся только для того, чтобы обозначить путь к важному полученному впоследствии новому заключению. Сжатие, необходимое для того, чтобы снабдить Солнце столь огромным количеством лучистой энергии, будет сокращать его диаметр всего лишь на 75 метров в год, это слишком малая величина, чтобы стать доступной для измерения даже за интервал в сотни лет. (Диаметр Солнца составляет почти 1,4 миллиона километров.) Таким образом, гипотеза сжатия Гельмгольца была защищена от критики с этих позиций. Однако она приводила к выводу относительно того, насколько громадна временна́я шкала существования Солнца, и это казалось настолько опасным с теологической точки зрения, что астрономы нередко заранее извинялись за нее. Несложно посчитать, что в рамках этой теории тепловая энергия будет выделяться в течение 20 миллионов лет. Согласно утверждению Томсона, десять миллионов лет – это минимум, а то, что это может продлиться 50 или даже 100 миллионов лет, – весьма сомнительно.

Это был первый внятный физический довод в отношении возраста Солнца, и, конечно же, он определял нижний предел возраста Вселенной. Нет необходимости говорить о тех, кто верил, что мир создан Богом примерно за 4000 лет до рождения Христа, они были недовольны такой аргументацией. Следует признать, что к этому времени некоторые геологи настаивали на гораздо более долгом периоде, исходя из тех геологических изменений, которые претерпела Земля. Даже Бюффон в середине XVIII в. оценивал его в 75 000 лет, основываясь на темпах охлаждения Земли, и в три миллиона лет, если брать за основу отложение осадочных пород, хотя он не опубликовал последнее значение. Однако ко времени, когда Томсон сделал свои расчеты, такие геологи, как Чарльз Лайель, приводили значительно большие значения, и эта парадоксальная ситуация более половины столетия неустанно раздражала астрономов, занимавшихся Солнцем, хотя им было нетрудно найти ошибки в стандартных геологических методах расчета времени остывания Земли. То, как геологи примирились с этой своей проблемой, выходит за рамки данной книги, но, вообще говоря, всегда существовал простой способ сокращения временной шкалы: нужно было всего-навсего включить в мировую историю какую-нибудь грандиозную катастрофу. Можно даже сказать, что Библия указала им путь.

Из термодинамики следует извлечь еще один неудобоваримый вывод. Она предсказывала исчерпание движений во Вселенной, «состояние универсального покоя и смерти», как назвал его Уильям Томсон в своей статье «О возрасте солнечного тепла», если предположить, что Вселенная «конечна и подчиняется действующим законам». Он обошел это затруднение, выдвинув аргумент в пользу «некой верховенствующей созидательной силы», благодаря которой во Вселенной появляются живые существа, и что так устраняется потребность в «безотрадных взглядах» в отношении судьбы человечества. Он написал эти слова в 1862 г., менее чем через три года после того, как Чарльз Дарвин издал дискуссионную с точки зрения теологии книгу «Происхождение видов», где излагалась биологическая теория эволюции жизненных форм, теория, содержащая ряд интересных параллелей с законом, который Томсон и многие другие находили столь неприятным, – законом возрастания энтропии.

Этот второй закон термодинамики Клаузиуса означает, что все естественные процессы идут в одном направлении, а энтропия мира может только нарастать. Обычно энтропию называют мерой беспорядка, однако есть основания еще раз взглянуть на историю возникновения этой концепции. В 1847 г. Томсон указал на то, что если энергия не создается и не уничтожается (это первый закон термодинамики), то она утрачивает способность совершать работу. Так происходит, например, когда тепловая энергия передается от горячего тела к холодному, совершая при этом работу. По его словам, «рассеяние» энергии означает, что все процессы в природе идут в одном направлении. Как мы увидим вскоре, Рудольф Клаузиус и шотландский инженер Макуорн Ранкин сформулируют эту концепцию более четко. В 1865 г. Клаузиус назвал ее энтропией и сформулировал два закона-близнеца: первый – о постоянстве энергии во Вселенной, и второй – о том, что ее энтропия стремится к максимуму и будет делать это до тех пор, пока не останется никакой энергии, способной совершать работу. Таким образом, время может быть представлено в виде некой стрелы, указывающей в направлении «тепловой смерти» Вселенной, когда температура в ней полностью выровняется. Некоторые исследователи, такие как Томсон, находили эту меланхолическую идею окончательного термодинамического равновесия неприятной; и контраргументы и спасительные оговорки продолжали регулярно предлагаться, многие из них брали свое начало в теологии, и некоторые из них в значительной мере основывались на эмоциях.

Другой важный шаг в развитии теории Солнца удалось сделать, когда астрофизика начала в деталях рассматривать его строение и другие возможные источники его внутренней энергии. Джонатан Хомер Лейн в течение нескольких лет служил экспертом в патентном бюро США в Вашингтоне и был, скорее, теневой фигурой на передовом крае американской науки. В 1869 г. он доработал аргумент Томсона, предположив, что внутри Солнца есть конвективные течения. Он изучил условия, в которых Солнце может находиться в равновесии, и обнаружил, что это возможно только в том случае, если его температура меняется обратно пропорционально радиусу. Если в процессе сжатия под действием гравитации излучается только часть тепловой энергии, выработанной в результате сжатия, а остальная тепловая энергия идет на разогрев всего объема, то эта оставшаяся часть делает возможным удержание равновесия. Таким образом, Солнце может терять энергию и при этом становиться горячее.

Хотя вскоре было обнаружено, что «закон Лейна» не работает, когда сжатие в итоге образует газ очень высокой плотности, это вдохновило других исследователей к изучению строения Солнца и звезд вообще, и это же побудило Кельвина пересмотреть свою идею. Аргумент, сходный с аргументом Лейна, был независимо представлен Августом Риттером в 1872 г. Любопытный факт: оба они использовали в качестве отправной точки метеорологические модели. Когда в 1907 г. шведский физик Роберт Эмден опубликовал книгу, впоследствии ставшую классической в этой области астрофизики, он использовал в одном и том же тексте приложение своей теории сферического распределения газов к решению как космологических, так и метеорологических проблем.

Еще одним примером взаимосвязи между астрофизикой и другими научными дисциплинами явилось рассмотрение Джорджем Х. Дарвином, сыном Чарльза Дарвина, трения, связанного с приливами, в качестве фактора как космической, так и биологической эволюции. Дарвин был исключительно астрономом-теоретиком, унаследовавшим от Чэллиса должность плюмианского профессора в Кембридже. В серии исследований, начиная с 1879 г., он рассчитал прошлое движение системы Земля – Луна и обнаружил время, когда суточное вращение и месячный оборот равнялись друг другу. Продвигаясь еще глубже в прошлое, он пришел к ситуации, когда Луна и Земля, по всей видимости, образовывали единое тело, которому было суждено распасться надвое. Этот вывод хорошо согласовывался с теориями равновесия вращающихся жидких тел, разработанными около 1885 г. величайшим французским математиком Анри Пуанкаре. Дарвин объяснил, каким образом могло произойти разделение на две части, и его работа позволила другим ученым исследовать более широкий круг вопросов, связанный с формированием планетной системы в целом. Обычно рассматриваемые модели были той или иной разновидностью старой Лапласовой модели сжатия вращающегося облака. Однако эта модель содержала в себе несколько серьезных затруднений. Она не объясняла, почему Юпитер обладает таким большим моментом импульса (орбитальным угловым моментом); действительно, ему принадлежит почти две трети момента всей Солнечной системы, в то время как масса этой планеты составляет только одну тысячную долю всей системы. С другой стороны, Солнце, с наибольшей массой, обладает только одной пятидесятой долей общего углового момента.

В 1898 г. американский астроном Форест Рей Моултон, будучи еще студентом Чикагского университета и работая совместно с заведующим кафедрой геологии того же университета Томасом Краудером Чемберлином, начал исследование формирования планет, хотя и в отрыве от непосредственного Лапласового воззрения. После изучения фотографий солнечного затмения 28 мая 1900 г. они пришли наконец к формулировке гипотезы «планетезималей», фрагментов вещества, будто бы образовавшихся в виде твердых тел из исходной сгущающейся туманности. К 1906 г. соображения по поводу трудностей, связанных с угловым моментом, привели их к идее о зарождении планетной системы в тесном соседстве Солнца с другой звездой, своей гравитацией вносящей вклад в увеличение движений, которые таким образом приблизительно получали объяснение. Их идея заключалась в том, что планетезимали собирались вблизи Солнца и формировали маленькие планеты. Действительно, как утверждалось, энергия, освобождаемая при их столкновениях, когда они срастались, являлась причиной высокой температуры внутри планет, о чем было известно по меньшей мере из исследований Земли и, как предполагалось, происходило на всех планетах.

Казалось очевидным, что существует по крайней мере три довольно сильно отличающихся друг от друга объяснения формирования планетной системы. (Здесь не проводится различия между словами «космогения» и «космогония». Строго говоря, первое слово относится непосредственно к происхождению мира или к его началу, а второе – к акту сотворения, некоему порождению. Вне зависимости от религиозных верований, второе слово лучше использовать тогда, когда речь идет о процессе.) Это могло быть либо результатом редкого случайного события, такого как близкое прохождение другой звезды около Солнца, либо возникновение во время стандартной эволюции звезды из газа и пыли как это предполагал Лаплас, или, возможно, в ходе некой редкой разновидности звездной эволюции, какой бы она ни была. Редкость, которую мы приписываем нашей Солнечной системе, влияет на то, какой из этих случаев следует выбрать. В первом случае планетные системы должны быть редкостью; во втором – общераспространенными; и в третьем – чем-то средним между первым и вторым. В 1920‐х гг. кембриджский специалист в области математической физики Джеймс Джинс отдал предпочтение первой альтернативе, и шансы того, что звезда будет окружена планетами, оказались равными примерно один к ста тысячам. В тот же самый период Артур Стэнли Эддингтон – ведущий британский астроном-теоретик своего времени (хотя и в постоянной конкуренции с Джинсом) – пошел еще дальше и отважился высказать предположение, что наш мир с его живыми существами может быть не просто редким, а уникальным явлением. Это поставило в затруднение многих комментаторов, поскольку, по всей видимости, не было лучшего довода, чем этот, чтобы противостоять коперниканскому тренду в истории. Человек на правах центра Вселенной поначалу рассматривал Землю, затем Солнечную систему, а потом – нашу Галактику. Уникальность неприятным образом походила на центральное положение в пространстве. Более современные теории начинали, как правило, со следующего факта: облака пыли, часто наблюдаемые около звезд, находятся в процессе формирования, и в этих случаях внутри них, по всей видимости, остаются очень малые фракции вещества. Начиная с этого момента можно развивать две различные теории, и обе они до сих пор популярны. Как предполагается в первой, гигантские протопланеты довольно быстро формируются из протопланетного диска. Вторая предполагает медленный поэтапный «монтаж» планет из твердых глыб довольно большого размера. Создается впечатление, что большинство современников склоняются ко второй альтернативе, серьезные аргументы в ее пользу собрал российский астроном В. С. Сафронов, хотя вопрос до сих пор остается открытым.

Астрономы постепенно разочаровывались оценкой возраста Солнца, данной Уильямом Томсоном, поскольку она была слишком мала даже по сравнению с возрастом наиболее старых горных пород в земной коре, не только по старым критериям, но и исходя из оценок, сделанных с использованием радиоактивного распада. Стало ясно, что существует другой, гораздо более обильный запас энергии, припасенной в недрах Солнца. После относительно широкого признания специальной теории относительности Эйнштейна (которая была выдвинута в 1905 г., но потребовалось два или три десятилетия на то, чтобы она пробила себе дорогу в респектабельную физику) астрофизики начали рассматривать возможные процессы превращения массы в энергию в качестве объяснения энергетической мощи Солнца. Никто не приветствовал это столь же благожелательно, как Артур Эддингтон, работавший, начиная с 1917 г. над теорией внутреннего строения звезд, в которой теории солнечной энергии, безусловно, следовало занять почетное центральное место. Отметив, что гравитационное сжатие способно объяснить только приблизительно сотню тысяч лет для самых больших звезд, он неоднократно заявлял о ядерных процессах как источнике энергии. В 1920 г. в президентском обращении к Британской ассоциации содействия развитию науки (орган с весьма широким представительством неспециалистов) он был более конкретен и предложил теорию, согласно которой звездный водород может быть преобразован в гелий, а возникающая в результате разница в массе и будет той освобожденной энергией, излучаемой звездой. Кроме того, он высказал предположение еще более прозорливое в двух отношениях: «Если, действительно, субатомная энергия в звездах свободно используется для построения в них огромных печей, то, кажется, мы немного приблизились к исполнению нашей мечты о контроле этой скрытой энергии для обеспечения благополучия человеческой расы – или для ее самоубийства».

Такие фундаментальные идеи, как эта мысль Эддингтона, не получают всеобщего признания, и один из его наиболее упорных, но выдающихся критиков Джеймс Джинс продолжал выступать за гравитационное сжатие как главный источник энергии звезд до тех пор, пока также не поменял свои взгляды. Джинс даже утверждал, что он выдвигал подобную идею в журнале Nature в 1904 г. – до уравнения Эйнштейна 1905 г., связывающего массу и энергию – но в этом утверждении был элемент стремления выдать желаемое за действительное. Теперь он обыгрывал идею, согласно которой энергия звезд должна быть продуктом определенного типа радиоактивных преобразований, включающих массивные атомы. Он начал пересматривать одну за другой уже общепризнанные доктрины, например что материя в звездах подчиняется газовым законам лабораторной физики. В то время как Джинс продолжал свои поиски подходящего источника энергии, Фрэнсис Уильям Астон открывал в 1920‐х гг. свойства изотопов. Он, например, показал, как «урановый свинец», «ториевый свинец» и «обычный свинец» отличаются друг от друга атомным весом, то есть одним из важнейших идентификационных признаков, но при этом остаются неотличимыми по своим химическим свойствам. Джинс и другие понимали, что в ходе эволюции звезд превращение элементов (не столько между изотопами, но и по другим структурным состояниям) может происходить в колоссальных масштабах с высвобождением огромного количества энергии. Многие из его идей были скоротечны, но и он, и Эддингтон придали ощутимый импульс этой абсолютно новой отрасли астрофизики.

Другой физик, причастный к этому делу, Жан Перрен, уже начиная с 1919 г. понимал: то, что мы сегодня назвали бы «реакцией термоядерного синтеза» (реакция, в которой атомные ядра сливаются для формирования более тяжелых элементов), может быть источником энергии звезд. В итоге эта теоретическая догадка, выраженная только с качественной точки зрения, была корректно доказана и стала составной частью цельной картины явления. Однако понадобилось еще два десятилетия, чтобы подробности подобных реакций могли быть выражены в удовлетворительной форме Карлом Фридрихом фон Вайцзеккером и Хансом Бете, независимо друг от друга. Их работа и исследования Эддингтона и его предшественников будут рассмотрены более подробно в этой главе.

В XIX в. солнечная астрономия существовала, как это всегда бывает в астрономии, на двух различных уровнях: на одном – исключительно наблюдательном, а на другом – обильно теоретическом. Далекая от критического осмысления теорий, наблюдательная астрономия, особенно в любительских кругах, представляла собой не более чем прилежную регистрацию необычных вещей. Даже умеренно приемлемые теории часто следовали за наблюдениями со значительным запозданием, если вообще следовали, причем с заметным элементом интуитивной прозорливости. Это можно проиллюстрировать многими примерами. В 1826 г. Самуэль Генрих Швабе, аптекарь из Дессау (Германия), вознамерился открыть планету внутри орбиты Меркурия. По этой причине (и обратите внимание, насколько эта история близка к истории с Мессье и туманностями) он фиксировал положения солнечных пятен просто для исключения их из своих поисков. Просматривая свои данные через двенадцать лет наблюдений, он вдруг обнаружил, что общее количество солнечных пятен меняется с периодом около десяти лет. Чтобы убедиться в этом, он продолжил работать в этом направлении и в 1843 г. опубликовал в порядке рабочей гипотезы идею о десятилетней периодичности.

На это почти не обращали внимания до 1851 г., когда Александр фон Гумбольдт опубликовал таблицу с результатами Швабе, сопроводив ее дополнительными данными. В 1852 г. швейцарец Иоганн Рудольф Вольф, работавший сначала в Берне, а затем в Цюрихе, собрал весь исторический материал по солнечным пятнам, который только мог отыскать, и получил средний период 11,11 года. Он продолжал публикации о числе солнечных пятен вплоть до своей смерти. В 1851 г. Иоганн Ламонт, астроном шотландского происхождения, который покинул свою страну в 1817 г. и переселился в Баварию, опубликовал сделанное им открытие: магнитное поле Земли, по всей видимости, также меняется с периодом около десяти лет, и периоды последовательно чередуются как слабые и сильные – другими словами, полный цикл равняется двойному циклу солнечных пятен. После этого Вольф и влиятельный англо-ирландский геофизик Эдуард Сэбин отметили, что, вообще говоря, за солнечными пятнами действительно следуют изменения в магнитном поле, приводящие к полярным сияниям, а также и другим явлениям. Между солнечными явлениями и земными процессами, несомненно, существует какая-то странная связь, но понадобилось целое столетие, чтобы отыскать этому какое-нибудь более-менее убедительное объяснение. И несмотря на современные успехи в нашем понимании физики Солнца, до сих пор не существует общепризнанного объяснения регулярного изменения числа солнечных пятен.

Не менее труднопостижимой была теория, объясняющая периодические изменения в поведении солнечных пятен, открытая богатым английским астрономом-любителем Ричардом Кристофером Кэррингтоном. В течение некоторого времени Кэррингтон работал наблюдателем только что основанного Даремского университета, но уволился для того, чтобы иметь возможность основать собственную частную обсерваторию недалеко от Райгита в графстве Суррей в целях пополнения зонного обзора Бесселя и Аргеландера до зоны в пределах девяти градусов от Северного полюса мира. В течение семи с половиной лет, с 1853 по 1861 г., он систематически скрупулезно наблюдал солнечные пятна, используя простой и точный метод, и сумел открыть, что период их вращения растет в зависимости от расстояния до солнечного экватора. Таким образом выяснилось, что пятна не могут рассматриваться как объекты, прочно связанные с твердым солнечным телом. Он обнаружил, что когда пятна были в целом более многочисленны, они испытывали тенденцию концентрироваться возле экватора и почти полностью исчезали на широте около 5 градусов во время минимума солнечных пятен. В это же время, как он заметил, начинают появляться первые солнечные пятна нового цикла.

Под влиянием подобных открытий Королевская обсерватория в Гринвиче под директорством У. Г. М. Кристи решила наконец вступить в программу астрофизических наблюдений, назначив в 1873 г. Эдуарда Уолтера Маундера ассистентом по фотографии и спектрографии. Маундер состоял в группе «вычислителей», нанятых из слоев общества, не имеющих университетского образования, и некоторые признаки возникшего в результате этого в Гринвиче социального напряжения, без сомнения, можно уловить в анекдотах, рассказанных Маундером о педантичном характере Эри, – например, что он со своими коллегами провел целый вечер, приклеивая этикетки со словом «пустая» к коробкам, которые действительно были пусты. Открытое восхищение Маундера, выражаемое в адрес Эри, было, несомненно, искренним, особенно в отношении его дальновидности при основании Магнитного и метеорологического отдела обсерватории в конце 1830‐х гг., но Маундер не мог удержаться от того, чтобы не выразить протест Эри против его драконовского использования «вычислителей», «мальчиков», которые работали над огромной лунной программой с восьми утра до восьми вечера с часовым перерывом в полдень.

С 1881 г., под руководством Кристи в помощь Маундеру в Гринвич наняли другую «вычислительницу», принадлежавшую к иному сословию. Это была Энни С. Д. Рассел, двумя годами ранее закончившая Кембридж со степенью по математике. После смерти первой жены Маундер в 1895 г. женился на Энни. Обладая математическими навыками, миссис Маундер внесла много новых идей, особенно полезных при статистическом анализе ежедневных фотографий Солнца, за что отвечал Маундер; в процессе фотографирования определялись положения, размеры и движения солнечных пятен. Одним из важных результатов их работы была знаменитая «диаграмма Маундера» в виде бабочки, демонстрирующая количество пятен, которые следует искать на всех широтах в любой момент времени – диаграмма, ставшая стандартным средством графического представления текущей ситуации. Впервые ее использовали в 1904 г. для показа дрейфа солнечных пятен по широте в течение солнечного цикла, когда Маундер занимался демонстрацией тесной связи между геомагнитными возмущениями и появлением больших солнечных пятен на солнечном диске.

Маундер вел весьма активную деятельность в Королевском астрономическом обществе, где он руководил несколькими отделениями; в 1890 г. он с помощью своего брата создал любительскую организацию – Британскую астрономическую ассоциацию. Членами последней могли быть не только любители-мужчины, но и женщины, которых в то время еще не принимали на работу в профессиональные учреждения. В своем официальном качестве он и его жена ездили по всему миру в поисках фотографий Солнца, а в 1898 г. миссис Маундер, использовав камеру собственной конструкции, получила впечатляющую фотографию одного из лучей солнечной короны, заметно превышающего по длине (в шесть солнечных радиусов) все ранее наблюдаемое. Карьера Маундера была необычна тем, что, выйдя на пенсию до начала Первой мировой войны, он вернулся в обсерваторию вместе женой во время войны для оказания поддержки сильно уменьшившемуся персоналу; а после войны они провели полезное исследование исторических источников по солнечным пятнам. В результате выяснилась крайняя скудость солнечных пятен во второй половине XVII в. В период, который сегодня называется «минимумом Маундера» (считается, что он длился с 1645 по 1715 г.), за тридцать лет появилось всего лишь около пятидесяти пятен, в то время как современное значение за аналогичный период времени может превышать это число в тысячу раз.

Взаимозависимость между магнитным полем Земли и циклом солнечных пятен представляла собой проблему, которая глубоко уходила своими корнями скорее в физику, чем в статистические обзоры, подготавливаемые Маундерами. После работ Вольфа и Ламонта 1850‐х гг. ее исследовали несколько астрономов. Мы уже упоминали об идее Биркеланда, согласно которой максимумы геомагнитной активности, «магнитные бури», вызывались группами электрически заряженных корпускул, приходящих от Солнца. В канун XX в. он начал серию лабораторных экспериментов, чтобы подтвердить свою догадку. Согласно его идее, эти заряженные частицы вовлекаются в магнитное поле Земли около полюсов и приводят к возникновению северных и южных полярных сияний. К этому времени Маундер сделал два открытия огромной важности и опубликовал их в 1904 г. (в контексте с диаграммами Маундера). Он обнаружил, что самые сильные геомагнитные бури были связаны с появлением больших солнечных пятен вблизи центрального меридиана солнечного диска – в среднем они проходили центральный меридиан примерно на 26 часов раньше. Он также заметил, что геомагнитные бури случаются, как правило, с интервалами в 27 дней, а это период вращения Солнца по отношению к Земле. Согласно его выводу, бури возникают в результате каких-то потоковых эффектов из определенных областей Солнца, и этому потоку требуются примерно сутки, чтобы достичь Земли. В случае сильных бурь причиной, их вызывающей, были, по всей видимости, солнечные пятна, но слабые бури могли случаться и тогда, когда пятна фактически отсутствовали на диске. Однако 27-дневный цикл, скорее всего, однозначно свидетельствовал о солнечном происхождении и тех и других бурь. На этом этапе вопрос был отложен примерно на два десятилетия, когда другие исследователи – в частности, У. Г. М. Гривз и Г. У. Ньютон – перепроверили указанную связь. Результаты, полученные Маундером, удалось подтвердить и углубить, но вопрос о причине явления еще долгое время оставался загадкой.

Прорыва удалось наконец достигнуть в результате работы, проведенной в 1930‐х гг. с использованием спектрогелиоскопа Джорджем Эллери Хейлом, который уже давно был в долгу перед практической солнечной астрономией. Хейл изобрел фотографическую разновидность этого инструмента в 1889 г. для фотографирования солнечных протуберанцев в свете, близком к монохроматическому. Того же самого пытались добиться многие другие исследователи, но им не удалось получить хороших практических результатов. (Все они успешно следовали примеру Жансена и Локьера, используя их визуальный метод. Хейлу не удавалось выполнить более сложную задачу по фотографированию короны Солнца вне затмения. Впервые ее решил Бернар Лио во Франции в 1930 г.) Хейл назвал свой первый инструмент спектрогелиографом. Спустя два месяца парижский астроном Анри Деландр сконструировал инструмент, похожий на инструмент Хейла, независимо от него. Идея была проста: телескоп, с высокой точностью ведомый за Солнцем, строил изображение Солнца на щели спектроскопа. Свет выбранной длины волны (то есть определенного цвета) проходил через спектроскоп и фокусировался на фотопластинке. Солнце сканировалось путем перемещения щели вдоль его изображения, но только по склонению, то есть под прямым углом к небесному экватору. По мере продвижения изображения Солнца вдоль щели, синхронно двигалась фотографическая пластинка; вся эта конструкция – соответствующим образом соединенные щель и пластинка – приводилась в движение одним и тем же электрическим приводом. Таким образом, серия изображений, полученных от щели, суммировались на пластинке до получения полного изображения Солнца в лучах какой-то одной длины волны.

220

Спектрогелиограф Дж. Э. Хейла, установленный на рефракторе, купленном его отцом, и схематический план инструмента. Свет от Солнца проходит через переднюю щель спектрометра, и серия механических соединений двигает щель вперед-назад, синхронно перемещая щель на выходе, за которой располагается экспонируемая фотографическая пластинка. Количество призм в системе часто доходило до шести и более. В результате получалось изображение Солнца в лучах одной длины волны. Использование различных спектральных линий (то есть света различных длин волн), как выяснилось, дает существенно отличающиеся друг от друга изображения, поскольку они связаны с активностью, проявляемой на разной глубине солнечной атмосферы.

Благодаря этому быстрому успешному применению спектрогелиографа (ил. 220) у Хейла появился интерес к солнечным исследованиям. Закончив Массачусетский технологический институт, он вернулся к себе домой в Чикаго, где его отец выделил деньги на покупку 12-дюймового (30-сантиметрового) рефрактора. В 1892 г. Хейл добился с его помощью великолепных результатов, например в фотографировании ярких солнечных облаков в линиях кальция и протуберанцев по всему диску. В конце столетия он сконструировал спектрогелиограф для большого Йерксского рефрактора, с помощью которого обнаружил темные водородные облака, а также открыл процесс круговорота кальция на самых разных уровнях.

Будучи человеком с безграничной энергией и хорошими финансовыми возможностями, Хейл убедил своего отца заплатить за 152-сантиметровое зеркало для проведения дальнейших исследований. Чикагский университет не профинансировал его установку, и диск оставался невостребованным в течение двенадцати лет, когда в 1908 г. он был, наконец, установлен на горе Маунт-Вилсон, над городом Пасадена в Калифорнии, и стал объективом самого большого рефлектора в мире, хотя и ненадолго. Несколько ранее Хейл уговорил богатого бизнесмена из Лос-Анджелеса Джона Д. Хукера оплатить 254-сантиметровое зеркало, и в итоге его изготовили для телескопа, построенного на средства Института Карнеги в Вашингтоне. Телескоп Хукера был закончен в 1917 г. Эти два инструмента, «шестидесятидюймовик» и особенно «стодюймовик», стали именами нарицательными в мире популярной науки в период, последовавший за Первой мировой войной.

Не успел «стодюймовик» доказать свою успешность, как Хейл начал планировать кое-что посерьезнее. В 1928 г. его планы более или менее обрисовались, и ему удалось получить шесть миллионов долларов из фонда Рокфеллера для постройки 200-дюймового (5‐метрового) телескопа. Его передали Калифорнийскому технологическому институту – организации, которая уже была многим обязана Хейлу своим величием, – и установили на горе Паломар в Южной Калифорнии. Хейл умер до того, как телескоп был закончен, а Вторая мировая война прервала реализацию проекта. Заготовку для зеркала отлили в 1934 г. и перевезли морем в Пасадену в 1936 г., но закончили и установили зеркало только в 1947 г. Инструмент вступил в строй в 1948 г., и его вполне справедливо назвали «телескопом Хейла». Это был незаурядный инженерный проект. Например, только труба с монтировкой весила 520 тонн, а купол высотой 41 метр – почти 1000 тонн. Это первый телескоп, который позволял наблюдателю самому находиться в главном фокусе. Следует отметить, что компания «Корнинг Гласс Уоркс», где отливалась пирексная стеклянная заготовка для зеркала, постепенно продвигалась к 200-дюймовому диску, изготовив сначала диски диаметром 30, 60 и 120 дюймов; последний из этих дисков, использованный для тестирования 200-дюймовой заготовки, в конечном счете стал главным зеркалом рефлектора Шейна в Ликской обсерватории.

В начале столетия воображение Хейла было захвачено другими устремлениями. В 1904 г. он получил 150 000 долларов от недавно основанного Института Карнеги для постройки солнечной обсерватории на горе Маунт-Вилсон. Материалы для этой новой обсерватории перевозились вверх на гору на ослах и мулах со значительными трудностями. Вскоре все это предприятие стало для многих людей символом той астрономии, которая делалась первопроходцами, живущими и работающими в горных домиках и палатках, вне пределов досягаемости городов, академий и университетов. В 1905 г. с помощью телескопа Сноу, привезенного из Йерксской обсерватории, – солнечного телескопа, оборудованного целостатом, – Хейл получил первую фотографию спектра солнечного пятна. Вместе со своими коллегами по горной лаборатории он обнаружил: яркие спектральные линии в солнечных пятнах совпадают с яркими линиями лабораторных источников с относительно низкими температурами. Таким образом, солнечные пятна должны были быть (об этом думали многие специалисты, но они не располагали доказательствами) холоднее, чем соседние области.

Телескоп Сноу испытывал деформации, вызываемые солнечным нагревом, поэтому в 1908 г. Хейл сконструировал второй телескоп, а в 1912 г. – третий, еще больше; каждый из них имел вид башни, увенчанной системой наведения из двух зеркал, устроенной таким образом, чтобы отбрасывать свет внутрь телескопа с фокусным расстоянием сначала 18 метров, а затем 45 метров, где располагался подземный спектрограф, который имел длину сначала 9 метров, а потом 22 метра. Используя первый телескоп, он мог наблюдать турбулентное движение водородных облаков (флоккул) рядом с солнечными пятнами, и был уверен, что они могут являться источником магнитного поля и что уширение линий в спектрах солнечных пятен должно вызываться их магнитными полями. Некоторые двойные линии в спектрах солнечных пятен замечались и раньше, но оставались непонятыми.

Возможно, самым вдохновенным открытием Хейла стало именно это, последнее наблюдение – один из примеров «эффекта Зеемана», расщепление спектральных линий, которое происходит, когда свет излучается в присутствии сильного магнитного поля. Этот эффект наблюдался голландским физиком Питером Зееманом в его лаборатории в Лейдене в 1897 г. В случае Хейла мы видим первый пример астрофизика, окончившего университетский курс физики, который в силу этого мог с легкостью установить эту связь. В данном случае он проводил исследования полярности солнечных пятен, ориентации их магнитных полюсов, и таким образом пришел к открытию того, что в конце 11-летнего цикла солнечных пятен полярность меняется на противоположную: в силу этого теперь можно было утверждать, что истинная периодичность составляет 22 или 23 года, о чем туманно рассуждали и ранее.

Инструмент Хейла, построенный в 1912 г., предназначался для решения другой проблемы – проблемы общего магнитного поля, которым, как полагали, должно было обладать Солнце, если судить, например, по форме его короны, видимой во время затмений – на это обратил внимание Фрэнк Х. Бигелоу после наблюдения затмения 1889 г. Трудности наблюдения такого эффекта действительно очень велики, поскольку, согласно ожиданиям, слабое магнитное поле должно было вызвать смещение линий на спектрографической пластинке на менее чем на одну тысячную долю миллиметра. Потребовалось еще шестьдесят лет, чтобы измерить этот эффект непосредственно – в 1952 г., после того как Хэролд и Хорес Бэбкок изобрели солнечный магнитограф в Солнечной лаборатории Хейла в Пасадене. Что касается амбиций Хейла, то как насчет гипотезы Биркеланда о потоке заряженных частиц, исходящих от Солнца? Может ли магнитное поле Солнца продуцировать такие частицы? Хейл со своими многочисленными коллегами делал все возможное для измерения этого поля, но эффект был настолько незначительным, что результаты сильно разнились, и ученые не добились какого-либо реального прогресса. Солнечное магнитное поле – невероятно сложная штука, и мы уже видели, как знание его особенностей постепенно приобреталось косвенными средствами. Его понимание выстраивалось постепенно после решения ряда, на первый взгляд, совершенно не относящихся к нему проблем: нарушение радио- и телефонной связи; расчеты Чепмена и Ферраро скорости и возможных воздействий выброшенных Солнцем ионов; анализ Форбуша снижения потока космических лучей во время магнитных бурь, из‐за того что магнитное поле блокирует траектории космических лучей, идущих из Галактики, а может быть и из‐за ее пределов; исследование Бирманом кометных хвостов. Лишь в конце 1950‐х гг. Паркером была получена первая удовлетворительная общая модель. Сейчас известно, что солнечное магнитное поле обладает сложной трехмерной вихревой структурой, в которую погружена вся планетная система. Кеплер был бы в восторге. Это поле как бы увлекается плазмой, выброшенной из короны. Сами заряженные частицы движутся по туго натянутым спиралям, словно пружинам, обвивающим силовые линии. Хейл просто слишком рано родился.

Как будто специально для доказательства того, что ракетные программы супердержав писались главным образом в интересах астрономии, космические исследования весьма своевременно пришли на помощь солнечной физике. Первые датчики на борту советских космических аппаратов «Луна-2» и «Луна-3» подтвердили в 1959 г. то, что с таким трудом собиралось воедино в ходе более чем семидесяти лет, – существование потоков частиц, идущих от Солнца. Как мы увидим в главе 19, за год до этого американский спутник «Эксплорер-1» зафиксировал первый признак существования поясов заряженных частиц Ван Аллена, окружающих Землю. Модель Юджина Паркера была хорошо подтверждена в общих чертах целой серией испытаний. Многие свойства «солнечного ветра» стали предметом исследований, например его связь с Галактикой, составным элементом которой он является. Механизм разогрева короны, безусловно, – один из аспектов общей модели активного Солнца. Например, каким образом следует объяснять сложные модели поведения солнечных пятен? Существовало множество объяснений «солнечного динамо», питающего систему, но основы каждого из них были заложены в конце XIX в. относительно небольшим количеством людей с хорошим знанием фундаментальной физики.

Ни в одном другом разделе астрономии не приходилось обращаться к такому большому количеству дисциплин, как при исследовании Солнца в рассматриваемый ранний период. Как только схема устройства Солнца была собрана воедино, обнаружилось, что цикл солнечных пятен совпадает с изменениями роста растений, о чем свидетельствуют кольца деревьев, радиологическое датирование по остаточному изотопу углерода-14, илистые отложения, промысловый запас рыбы в океане и т. д. На основе доказательств, представленных геологией, стало очевидно, что цикл солнечных пятен существует уже в течение 700 миллионов лет, и это факт неоспоримой важности для любой теории функционирования Солнца. Астрофизика, которая редко имеет возможность экспериментировать со своими объектами, должна в значительной степени зависеть от лабораторной физики, что обычно и происходит. С другой стороны, существует взаимный обмен, поскольку в космосе встречаются условия, невоспроизводимые на Земле. Как указывал Хейл во время агитации в поддержку 200-дюймового рефлектора, колоссальные массы, плотности, давления и температуры, имеющие место на небесах, настолько превосходят лабораторные, что «многие из наиболее фундаментальных достижений в области физики зависят от использования этих условий». Он глядел в будущее. В конце XIX в. и физикам, и астрофизикам было крайне необходимо иметь под рукой что-то более близкое, в особенности надежную теорию излучения.

Эта теория постепенно возникала в виде ряда физических законов, которые сегодня являются стандартными элементами физики, хотя у них и есть известные ограничения: закон Стефана (1879), закон Вина (1893) и объединяющая их формула Планка (1906). Закон Вина гласит, что длина волны, на которой излучение абсолютно черного тела достигает максимума интенсивности, пропорциональна его абсолютной температуре. Этот закон позволяет высказать ряд ценных соображений о температуре солнечной поверхности, которой до этого приписывались самые разные значения. Формула Планка принимает во внимание более подробную информацию, поскольку в ней отражены излучение, температура и длина волны. Если использовать эти законы, то новое значение для температуры фотосферы составит 6000 К (кельвины можно приблизительно определить как градусы по Цельсию с абсолютным нулем при –273°С). Гораздо сложнее определить температуру короны и хромосферы; в их оценке не было достигнуто никакого существенного успеха вплоть до разработки технологий приема излучения за пределами визуального диапазона – радиоволн, ультрафиолетовых лучей, рентгеновских лучей и т. д. Когда этого удалось добиться во второй половине XX в., огромной неожиданностью оказалось резкое возрастание температуры от 10 000 К до примерно 1 000 000 К в переходной зоне между хромосферой и короной, толщина которой составляет всего лишь несколько сот километров.

В отсутствие приемлемой теории излучения астрономы высказывали осторожные суждения о внутреннем строении Солнца. Исключение из этого правила – упомянутые выше Август Риттер и Роберт Эмден. Эмден использовал модель передачи тепловой энергии в звездах (предположительно, газообразных) путем теплопроводности и конвекции. Тот факт, что на солнечной поверхности наблюдается грануляция, был известен с 1860‐х гг., и его интерпретация грануляции как видимой части конвективных элементов оказалась, по сути, верна. Однако самые примечательные исследования внутреннего строения звезд в первые годы XX в. провел Карл Шварцшильд, наиболее талантливый немецкий астрофизик своего поколения.

Шварцшильд родился в 1873 г. во Франкфурте-на-Майне в еврейской семье, свою докторскую степень summa cum laude он получил в 1896 г. за диссертацию по применению теории устойчивости вращающихся тел Пуанкаре к разнообразным насущным проблемам, в число которых входила проблема происхождения Солнечной системы. Его интересы постепенно сосредоточивались на предмете, остававшемся без должного внимания, а именно – звездной фотометрии, измерении энергии излучения, полученного от других звезд. Помимо грубых фотографических приемов, которые Шварцшильд дополнил и уточнил, измерения производились главным образом так, как прежде, – визуальной оценкой и сопоставлением блеска. Работая в Вене, Шварцшильд применил свой фотографический метод к определению звездных величин 367 звезд, в том числе некоторого количество переменных; и, наблюдая одну из этих переменных звезд – η Орла, – он обнаружил, что амплитуда изменений ее звездной величины по фотографической оценке гораздо выше, чем по визуальной. Как он понял, это было показателем изменения температуры ее поверхности – важное открытие, относящееся к определенному типу звезд (цефеидам), которые вскоре стали исключительно важны для развития астрономии.

В июне 1899 г. Шварцшильд вернулся в Мюнхен, а в 1901 г. переехал в Гёттинген, где он стал директором обсерватории, построенной и оборудованной Гауссом. Там он продолжил свои фотометрические работы, и, посетив Алжир для наблюдения полного солнечного затмения 1905 г., он получил замечательную серию фотографий солнечного спектра в ультрафиолетовом диапазоне (шестнадцать фотографий с выдержкой по тридцать секунд), что привело его к исследованию механизма передачи энергии в непосредственной близости от солнечной поверхности. Отвергнув старую облачную теорию фотосферы, он взял за основу многослойную модель Солнца, рассматривая общую энергию, поглощенную внутри, а потом излученную наружу, в результате чего он получил серию уравнений и построил модель, впоследствии ставшую известной как «модель Шустера – Шварцшильда для серой атмосферы». Оба исследователя пришли к этой модели независимо друг от друга, Артур Шустер в 1905 г., а Шварцшильд – на год позже. В этой модели температура и плотность солнечного вещества возрастали с глубиной. Позднейшие практические исследования показали, что она не слишком хорошо учитывает поток энергии, и вскоре после смерти Шварцшильда в 1916 г. от нее отказались в пользу другой солнечной модели, которую впервые предложил Э. А. Милн в 1921 г., а затем А. С. Эддингтон в 1923 г.

В 1909 г. Шварцшильд стал директором Потсдамской астрофизической обсерватории. (Он женился в том же году, и один из его сыновей, Мартин Шварцшильд, стал впоследствии широко известным американским астрономом.) После добровольного призыва в армию и исполнения различных научных обязанностей в Бельгии и Франции он перебрался на российский фронт. Подхватив заразную болезнь, он умер в 1916 г., но незадолго до смерти он написал две работы по общей теории относительности, которым суждено было стать вечным памятником в его честь. Первая из них посвящалась гравитационным эффектам точечной массы в пустом пространстве в теории Эйнштейна (это первое точное решение «полевых уравнений» Эйнштейна). Во второй работе рассматривалось гравитационное поле однородной материальной сферы – эта модель, конечно, была не верна в отношении Солнца, но она стала важным отправным пунктом. Он снова получил точное решение, и на этот раз одно из них обладало очень любопытным свойством. Оно касалось определенного расстояния от центра сферы – «радиуса Шварцшильда», – которое было связано очень простым соотношением с массой сферы. Если звезда коллапсирует под действием гравитационных сил таким образом, что ее радиус становится меньше, чем критический радиус Шварцшильда, она теряет способность излучать и становится черной дырой (с этими объектами мы более подробно познакомимся в последней главе). Солнце превратится в черную дыру, если сожмется до радиуса 2,95 километра.

Решение Шварцшильда имело одно важное следствие: если критический радиус пропорционален массе, то горизонт сколлапсировавшейся звезды (или черной дыры) может быть любых размеров, если удовлетворяются условия степени уплотнения – скажем, масса горы в объеме атома, масса Земли в объеме анисового драже, масса Солнца в объеме астероида, масса небольшой галактики в пространстве Солнечной системы и т. д.

У представления о звезде, которая не может излучать, а потому является невидимой, из‐за высокой концентрации массы, есть интересные параллели в XVIII в., хотя было бы наивно полагать, будто они со всей глубиной предвосхитили более поздние идеи. В 1772 г. Джозеф Пристли публично обсуждал неопубликованные размышления Джона Мичелла, которые тот представил в докладе Королевскому обществу в 1783 г. Центральная идея состояла в том, что поскольку баллистическая ракета может покинуть гравитационное поле Земли, только если она будет выпущена с достаточно высокой скоростью, то аналогичное рассуждение будет справедливо и для света, покидающего Солнце, если он обладает достаточно высокой скоростью, величину которой легко рассчитать. На самом деле, Мичелл рассчитал, что известная скорость света в 497 раз больше необходимой для убегания; или что свет от звезды с радиусом, превышающим солнечный в 500 раз, будет неспособен оторваться от нее. Опять же, согласно предположению, высказанному в 1791 г. Уильямом Гершелем, небулярный характер материи, видимой им в телескоп, может быть объяснен гравитационным противостоянием свету, который пытается покинуть или пройти сквозь гравитирующую материю, что затрудняет его убегание. А затем появилось наиболее известное утверждение Лапласа, высказанное в 1796 г. в его сочинении «Exposition du système du monde», о том, что каждая звезда с плотностью нашего Солнца, но с в 250 раз бо́льшим диаметром будет обладать способностью вернуть обратно весь излученный ею свет. В 1799 г. Лаплас опубликовал расчеты, новизна которых заключалась лишь в их подробности. Он изъял эту тему из третьего издания упомянутой книги, возможно потому, что вполне отдавал себе отчет во встреченных им трудностях: если свет подобен обычному снаряду, то после выстрела он должен терять скорость по мере удаления от гравитирующего тела. Однако предполагалось, что скорость света должна быть постоянной.

Вряд ли можно говорить о том, что эти отрывочные идеи привели к чему-то, близко примыкающему к современным теориям черных дыр, но – по меньшей мере начиная с 1844 г. – каждый, кто задумывался о проблеме обнаружения массивного тела, удерживающего собственный свет, сохранял надежду его найти. В этом году Бесселю удалось выявить невидимый компонент Сириуса по ее гравитационному воздействию. Впрочем, в данном случае этот компонент непосредственно наблюдал в 1862 г. Алван Г. Кларк – сейчас он классифицируется как белый карлик, Сириус В, – но принцип был очевиден.

Использование спектроскопа для исследования Солнца позволило постепенно накопить знания о его строении и составе. В надлежащее время этот инструмент был применен к звездам, что позволило расширить результаты, полученные солнечной физикой, а также получить информацию о расстояниях и скоростях. Таким образом, спектроскоп предоставил прекрасную возможность понять структуру Вселенной в целом. Сначала я объясню, как спектроскопические методы были связаны с другими способами определения расстояний. Мы уже сталкивались с тем, как Бессель определял расстояния до звезд, – с «годичными параллаксами», получаемыми тригонометрически. К сожалению, этот метод может быть применен только к ближайшим звездам, скажем, до 100 парсеков, за пределами которых годовые смещения слишком малы, чтобы их можно было измерить. За этим пределом можно использовать метод, основанный на собственных движениях. Гершель и астрономы после него с достаточной точностью знали о движении Солнца в пространстве и о направлении этого движения. Оно сообщает ближайшим звездам большее собственное движение, а удаленным звездам – меньшее, по сравнению с очень далекими звездами, точно так же как движение близких объектов, если смотреть на них из поезда, будет казаться быстрее, чем движение далеких. Конечно, такие небесные тела, как звезды, могут иметь и другие составляющие их перемещения по небу, но если использовать приемлемую процедуру осреднения и независимые соображения по поводу того, какими могут быть эти другие движения, можно оценить расстояния, исходя из перемещений, вызванных скоростью Солнца.

Этот последний метод, принимая во внимание необходимое осреднение, был назван методом статистических параллаксов. Он применялся некоторыми астрономами и до Каптейна, но в самом начале XX в. Каптейн с большой эффективностью использовал его, поднявшись на ступень выше по лестнице определения расстояний. Имея в своем распоряжении собственные движения, он анализировал относительную частоту звездных величин (абсолютных, истинных) звезд, непосредственно соседствующих с Солнцем. (Абсолютной звездной величиной называется звездная величина, которую звезда имела бы, находясь на каком-либо заданном расстоянии. Она может быть найдена, если известны действительное расстояние до звезды и ее видимая звездная величина. Принято считать, что это заданное расстояние составляет десять парсеков, то есть расстояние, соответствующее параллаксу в одну десятую долю секунды дуги.) Исходя из того что те же самые пропорции справедливы и для других областей, Каптейн мог обследовать группы удаленных звезд и дать вероятностную оценку значений их светимостей и таким образом статистически оценить расстояния до них. Ключевым фактором для дальнейшего развития этого направления стала спектроскопия.

Звездная спектроскопия действовала методом проб и ошибок после того, как Фраунгофер впервые описал линии, увиденные им в 1814 г. у Сириуса, Кастора, Поллукса, Капеллы, Бетельгейзе и Проциона. Были отдельные попытки других специалистов наблюдать звездные линии, которые предпринимались, например, И. Ламонтом в конце 1830‐х гг., У. Суоном в 1850‐х гг. и Д. Б. Донати в начале 1860‐х гг.; а затем наступил всплеск активности 1862–1863 гг., ознаменовавшийся выходом работ Льюиса М. Резерфорда (американского любителя), Эри, Хёггинса и Секки. Работа Эри вылилась в разработку Гринвичской программы измерения скоростей звезд по доплеровским смещениям в их спектрах. Публикации Резерфорда и Секки были важны в другом отношении, поскольку они поставили перед астрономами задачу классификации звезд по их спектрам. Классификация Резерфорда обладала простой тройственной структурой: звезды с линиями и полосами как у Солнца; белые звезды, подобные Сириусу, с очень разными спектрами; и, наконец, белые звезды, по всей вероятности, вообще не имеющие линий; как писал сам Резерфорд в статье, опубликованной в Silliman’s Journal: «вероятно, они совсем не содержат минеральных веществ», «или накалены до бела без горения». Первая классификация Секки, опубликованная чуть позже, но вводящая более конкретные спектральные критерии, выделяла два класса; в 1866 г. он решил ввести третий; а в 1868 г. на собрании Британской ассоциации содействия развитию науки, дал описание четырех классов. Если говорить коротко, то это были: 1) звезды, похожие на Сириус, беловатые или голубоватые, с темными линиями, принадлежащими водороду, и слабыми линиями, принадлежащими металлам; 2) звезды солнечного типа, как Капелла или Арктур, со спектрами, яркими в средней (желтой) области, и со множеством темных линий; 3) красные, часто переменные звезды, как Бетельгейзе и Мира, со спектрами, обычно имеющими полосатый вид – демонстрирующими широкие полосы, более заметные в красном конце спектра; и 4) относительно редкие звезды малой яркости, но более красные, чем третий тип, на который они чем-то похожи. Секки вносил дальнейшие поправки в эти категории до самой своей смерти в 1878 г. Подобные схемы привели многих астрономов к теоретическим рассуждениям о возможной эволюции звезд. Например, в 1865 г. лейпцигский астроном Фридрих Цёлльнер высказал предположение в важной книге по измерению блеска звезд, что звезды возникают при высокой температуре, но, остывая по мере прохождения стадий в том порядке, как они были указаны Секки, заканчивают свой путь красными звездами.

Хёггинс долгое время превосходил всех остальных в сборе данных по звездной спектроскопии, особенно фотографической, хотя эта область интенсивно пополнялась все бо́льшим и бо́льшим количеством астрономов, включая многих из тех, кто восхищался его исследованием спектра новой 1866 г. Предлагались и новые спектральные классы. Например, астрономы Шарль Жозеф Этьен Вольф и Жорж Антуан Пон Райе из Парижской обсерватории объявили в 1867 г., что они обнаружили три очень тусклые (восьмой звездной величины) звезды в созвездии Лебедь с несколькими широкими эмиссионными линиями на фоне непрерывного спектра. Тогда (а на самом деле, и сейчас) этот спектр казался очень странным. В настоящее время известно следующее: звезды Вольфа – Райе в десять или двадцать раз массивнее Солнца, и они окружены газовой оболочкой, которую сбрасывают с очень высокой скоростью, порядка тысячи километров в секунду и больше. Это молодые звезды, находящиеся, скорее всего, на относительно непродолжительном эволюционном этапе, – это одна из гипотез, способная объяснить их редкость. Известно только две или три сотни подобных звезд.

Число новых схем классификации звездных спектров росло по мере наступления нового века, но что было особенно заметным – просто-таки бросалось в глаза – так это отсутствие какого-либо глубокого унифицирующего принципа, который мог бы открыть что-то новое в области физики звезд и в том, как они генерируют свет. Ближе всего подошел к решению этой загадки человек по имени Герман Карл Фогель, назначенный в 1870 г. директором частной обсерватории недалеко от Киля в Германии. Она принадлежала фон Бюлову, потратившему позже кучу денег на самый большой рефрактор в стране. Одним из его первых памятных достижений было измерение вращения Солнца (безусловно, уже известного по движению солнечных пятен) по доплеровскому смещению в спектрах света, исходящего от приближающегося и удаляющегося краев. Затем, совместно со своим коллегой В. О. Лозе, Фогель приступил к исследованию спектров видимых звезд. Они пытались определить по эффекту Доплера лучевые скорости звезд, но не сумели добиться очевидного успеха. Когда в Потсдаме была основана новая блестящая обсерватория под общим директорством Г. Р. Кирхгофа, Вильгельма Фёрстера и Артура фон Ауверса, Фогель получил в ней должность и начал применять фотометрические методы к спектрам звезд. В 1876 г. он добился поразительного успеха, когда ему удалось продемонстрировать изменения, имевшие место в спектре затухающей новой звезды. Это случилось, когда он приступил к исследованию солнечного спектра, усовершенствовав более раннюю карту солнечных линий, составленную Кирхгофом и Ангстремом, но вскоре был вынужден признать превосходство аналогичного исследования американского физика Г. А. Роуланда, проведенного в конце 1880‐х гг. (Именно этому человеку мы обязаны известной каждому физику «дифракционной решеткой Роуланда», которая намного превосходит призму на широких спектральных интервалах.)

На этом этапе Фогель вернулся к своим исследованиям звездных спектров, но теперь с намерением классифицировать звезды в надежде понять, наконец, их эволюционные пути. В 1883 г. он опубликовал первый каталог звездных спектров, полученных в его обсерватории. Анализируя их, он открыл «спектрально-двойные» – двойные звезды, компоненты которых не могут быть разрешены визуально, но могут быть обнаружены по смешению двух наборов спектральных линий, сдвинутых доплеровским смещением. Даже в том случае, если виден только спектр более яркого компонента, в случае двойной системы спектральные линии будут колебаться с определенной периодичностью. Фогель не только измерил положение спектральных линий, он также изобрел хитроумный фотометрический метод; он оценивал яркость линий, сравнивая результаты, полученные с разным временем фотографической экспозиции. Проведя кропотливый анализ, он спектроскопически показал, что яркие звезды Алголь (β Персея) и Спика (α Девы) являются затменными двойными, и 1889 г. счел возможным объявить внушающие доверие данные об общей массе каждой пары и расстояниях между их компонентами. (В том же году Э. Ч. Пикеринг из обсерватории Гарвардского колледжа заметил спектральные смещения у звезды Мицар, ζ Большой Медведицы.) И наконец, в 1888–1892 гг. Фогелю удалось сделать то, что он безуспешно пытался сделать в обсерватории фон Бюлова: он надежно измерил доплеровские смещения у пятидесяти звезд – гораздо большие и гораздо более определенные, чем у какого-либо наблюдателя, делавшего подобную работу до него.

Потсдамский спектрографический каталог шаг за шагом набирал силу, и его детализация была образцовой. В долгосрочной перспективе его громкая репутация намного превзошла славу спектральной классификации Фогеля. Даже вторая ее версия вызвала определенное разочарование, хотя ученый сумел учесть в ней линии гелия, отождествленные после того, как Локьер открыл этот элемент. Схемы Фогеля интересны главным образом тем, что основное внимание в них уделялось тонким различиям в характере водородных линий, а позже – гелиевых линий, которые в итоге однозначным образом вписались в картину эволюции звезд. Дальнейший прогресс в этой области был достигнут не в Потсдаме. Он пришел из страны массового производства благодаря применению технического приема, который с ретроспективной точки зрения кажется поразительно простым.

В 1886 г. вдова Нью-Йоркского врача и астронома Генри Дрэпера основала в память о своем покойном муже фонд в поддержку фотографирования, измерения и классификации звездных спектров и публикации полученных результатов. Эдуард Чарльз Пикеринг, имевший базовое физическое образование, был директором обсерватории Гарвардского колледжа с 1869 г., и теперь ему и его коллегам благодаря миссис Дрэпер выделили средства на фотографирование, измерение и классификацию звездных спектров и публикацию полученных результатов в память о ее покойном муже. К тому времени Пикеринг изобрел новый и простой технический способ получения спектрограмм многих звезд разом: он размещал большую узкую призму с малой дисперсией перед объективом своего телескопа с тем, чтобы каждая звезда создавала на фотографической пластинке не точечное изображение, а узкую спектральную полоску. Небольшая потеря разрешения с избытком компенсировалась массовым производством спектров, которое позволяла осуществлять такая установка. Спектры, конечно же, нужно было еще измерять и анализировать, но «Каталог Генри Дрэпера» по существу удалось завершить еще до конца столетия. Основную часть работы, в девяти томах, опубликовали только в 1918–1924 гг., но это произошло в основном потому, что материалы каталога прочесывали вдоль и поперек в надежде извлечь какую-нибудь схему классификации звезд. В отличие от классической астрономии, для астрофизики это был каталог беспрецедентных масштабов, если принять во внимание около четверти миллиона звездных спектров, содержащихся в нем.

Способы классификации получившихся спектров неоднократно менялись. Сначала их классифицировали по интенсивности водородных линий поглощения, для чего использовали серии линий, обозначенные в алфавитном порядке (A, B, C…). Но оказалось, что эта последовательность не имеет никакого отношения к линиям других химических элементов. В этом проекте Пикерингу ассистировали Вильямина П. Флеминг, Антония Мори (племянница Дрэпера), Энни Джамп Кэннон и более дюжины других женщин, помогавших ему в вычислительной работе. Миссис Флеминг была шотландкой, принятой в качестве второй служанки в дом Пикеринга. Ее усидчивость и аккуратность впечатлили Пикеринга, и в 1879 г. он нанял ее на неполную ставку в обсерваторию, а с 1881 г. до самой своей смерти в 1911 г. она была полноценным штатным сотрудником (ил. 221). Однако не она, а Энни Кэннон, присоединившаяся к этой команде в 1895 г., нашла способ перераспределения спектров (подвергнув более дробному делению некоторые из них и изменив классификацию классов C и D) таким образом, что постепенное изменение линий выглядело более или менее регламентированным для всех классов. Это привело к нарушению порядка прежних букв, но было уже слишком поздно, чтобы без труда заменить их на другие, и возникшая в результате последовательность стала основой для классификации, используемой до сих пор. Исходная последовательность приобрела следующий вид: O, B, A, F, G, K, M, R, N, S. Генри Норрису Расселу приписывается полезное мнемоническое правило, одна из версий которого звучит следующим образом: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Smack». Сегодня осмотрительные астрономы произносят эту фразу только про себя и никогда не упоминают о «гареме Пикеринга».

221

Э. Ч. Пикеринг и его «вычислительницы» у обсерватории Гарвардского колледжа. Май 1913 г. Энни Джамп Кэннон стоит в заднем ряду, четвертая справа.

Уже к 1901 г. Энни Кэннон удалось опубликовать спектры более чем тысячи ярких звезд; в девяти последующих томах «Каталога Дрэпера» она составила список из 225 300 спектров, многие из которых принадлежали слабым звездам порядка 10‐й звездной величины. Она овладела редкой сноровкой быстрой классификации и обнаружения отличий, но ей так и не удалось создать теорию, способную объяснить обнаруженную ею последовательность. Несколько астрофизиков очень быстро осознали, что эта последовательность каким-то образом связана с температурой поверхности, в которой звезды класса O являются наиболее горячими, и первой, кто принял во внимание то, что даже в пределах одного и того же класса возможно существование различий в ширине спектральных линий, оказалась Антония Мори. Все это представляло собой сырой материал для чрезвычайно важного открытия, которое было сделано почти одновременно двумя астрономами, работавшими в большом удалении друг от друга, – Эйнаром Герцшпрунгом и Генри Норрисом Расселом.

Датский астроном Герцшпрунг получил высшее образование инженера-химика, но затем работал в Германии вместе с Карлом Шварцшильдом сначала в Гёттингене, а потом и в Потсдаме. Его посещение обсерватории Маунт-Вилсон в 1912 г. должно было иметь особенно важное значение, но еще до этого вышли две его специальные статьи, опубликованные в 1905 и 1907 гг. в журнале, посвященном фотографии и близко примыкающей к ней химии Zeitschrift für Wissenschaftliche Photographie, где он показал, как ширина линий Антонии Мори может быть связана со светимостью звезд. Использовав для определения расстояний собственные движения и найдя из них светимость (то есть абсолютную звездную величину, о которой подробнее см. выше на с. 750), Герцшпрунг показал, что ее звезды с-типа с четкими интенсивными линиями поглощения являются более яркими, чем остальные. Таким образом, он выдвинул идею «спектрального параллакса» – идею, согласно которой ширина линии, как правило, коррелирует с абсолютной звездной величиной, а значит второе значение может быть напрямую найдено из первого. Поскольку типы a, b и с, по Мори, являлись подклассами данного спектрального класса, температуру всех звезд которого было принято считать одинаковой, он пришел к заключению, что причина более высокой яркости отдельных звезд (с-типа) по сравнению с остальными кроется в их реальных физических размерах. По сути, он открыл звезды-гиганты, упрятанные в данных, полученных и должным образом проанализированных в Гарварде.

Герцшпрунг пошел еще дальше и решил, что звезды должны быть разделены на две группы, одна из которых известна сегодня как «главная последовательность», а другая – как последовательность звезд-гигантов с высокой светимостью. Первую диаграмму подобного рода он построил в 1906 г. для звезд из скопления Плеяды. В Америке, где Рассел разрабатывал на удивление схожие идеи, о ней никто не знал.

После изучения астрономии в Принстоне Рассел какое-то время работал в физических лабораториях Лондона и Кембриджа (Англия), а также в Кембриджской университетской обсерватории. Там он вместе с Артуром Хинксом определял параллаксы звезд фотографическим методом; он продолжил эту работу после возвращения на свою должность в Принстонском университете в 1905 г. К 1910 г. Рассел собрал большой объем данных, что позволило ему найти корреляции между спектральным классом и абсолютной звездной величиной, как это уже было сделано Герцшпрунгом. График с различными ветвями, демонстрирующий эту взаимозависимость, известный сегодня как диаграмма Герцшпрунга – Рассела, не обладал такой широкой известностью до того, как Рассел представил свои результаты Королевскому астрономическому обществу в Лондоне в 1913 г. Обычно на нее ссылаются как на диаграмму ГР, и для краткости мы будем следовать здесь этой традиции. Некоторые ее разновидности изображены на ил. 222 и 223.

Используя собственную версию диаграммы, Рассел дал свое толкование, которое, как оказалось, отличалось от версии Герцшпрунга. И тот и другой использовали диаграмму для демонстрации разных этапов общей картины звездной эволюции. Как полагал Рассел, звезды начинают свой путь красными гигантами, потом они разогреваются до тех пор, пока не сожмутся в яркие белые звезды, а затем остывают без заметных последующих изменений в размерах. Действительно, по его словам из обращения к Королевскому астрономическому обществу, «почти каждый согласится с тем, что звезда сжимается по мере того, как становится старше», из чего он заключил: его красные гиганты находятся на ранней стадии эволюции. В течение следующих десяти лет Рассел и большинство других астрономов (но не Герцшпрунг) пытались разработать некую эволюционную модель, в которой гравитационное сжатие звезд оказывало определяющее воздействие на их развитие. Широкое признание возможности расширения звезды в противовес гравитации и того факта, что звезды-гиганты являются не молодыми звездами, шествующими в направлении «главной последовательности», а старыми звездами, покинувшими ее, пришло не ранее, чем через тридцать-сорок лет. Герцшпрунг сначала трактовал двойной график как указание на два различных эволюционных пути. Спустя некоторое время, после того как эта тема перешла к математически подкованным астрофизикам, теоретическое изучение данных вопросов достигло значительных успехов. Наиболее талантливый из них – Артур Стэнли Эддингтон, слушавший Рассела, когда тот представлял свою статью 1912 г. в Лондоне.

222

Упрощенная схема главных элементов диаграммы Герцшпрунга – Рассела, увязывающая спектральные классы звезд с их абсолютной звездной величиной.

223

Ранний вариант диаграммы, изображенной на предыдущем рисунке, сделанный Расселом (1913), в том виде, в каком он был приведен Эддингтоном в 1914 г. И Герцшпрунг, и Рассел осознавали, что звезды, сильно различающиеся по блеску, могут относиться к одному и тому же спектральному классу, в результате чего появилась гипотеза звезд «гигантов» и звезд «карликов» – идея, впоследствии развитая другими специалистами.

Эддингтон, получивший образование в Манчестере и в Кембридже, был блестящим математиком с основательным знанием обсерваторской практики, которую он приобрел, когда в течение непродолжительного времени работал в Гринвичской обсерватории. С 1913 г. до своей смерти в 1944 г. он являлся плюмианским профессором астрономии в Кембридже – с этой кафедры он выступал ни с чем не сравнимым раздражителем всей мировой астрофизики. Теперь он выбрал в качестве отправной точки своих рассуждений теорию внешней звездной атмосферы Шварцшильда, которая объясняла, каким образом давление, порождаемое излучением и направленное вовне, может быть уравновешено давлением, порождаемым гравитацией и направленным внутрь. Помимо этого, Эддингтон принял во внимание давление газа и распространил свое исследование вплоть до центра звезды. У «модели Эддингтона» обнаружилось несколько неожиданных свойств. Давление излучения стремительно нарастало по мере роста массы, и Эддингтон решил, что звезды с массами, превышающими десять солнечных масс, должны встречаться довольно редко.

Открытие взаимозависимости между массами звезд и их светимостью оказалось одним из ключевых в понимании характеристик звезд, и оно пришло в благоприятный момент. Первым, кто начал утверждать, что массы коррелируют со спектральным классом, а следовательно, со светимостью, был Якоб Хальм из Эдинбурга. Убедительное эмпирическое исследование звезд главной последовательности Эйнар Герцшпрунг опубликовал в 1919 г. Он интерпретировал это эмпирическое взаимоотношение как признак, указывающий на закон, согласно которому светимость возрастает пропорционально седьмой степени массы. (Последующие исследования снизили это соотношение до четвертой степени.) К 1924 г., по-прежнему считая, что звезды должны рассматриваться как газовые, а не жидкие сфероиды (последней точки зрения придерживался Джинс), Эддингтон опубликовал теоретическую зависимость между массой и светимостью звезды. Как было известно к тому времени, карликовые звезды должны обладать очень высокой плотностью, и многие соглашались с Джинсом: они по меньшей мере не могут быть газообразными, но эти звезды исключительно хорошо подчинялись модели Эддингтона для звезд-гигантов, и ученый принял другое решение. (Парадоксально, что предположение Эддингтона о возможности сохранения звездами газа в идеальном состоянии на протяжении всей их жизни, в значительной степени основывалось на аргументе Джинса в пользу высокой степени ионизации вещества внутри звезды.) С появлением данных, полученных Джорджем Эллери Хейлом и Уолтером С. Адамсом в обсерватории Маунт-Вилсон, модель Эддингтона восторжествовала над широко распространенным скептицизмом после того, как ее применили к компоненту Сириуса, которому приписывалась чрезвычайно высокая плотность – 50 000 граммов на кубический сантиметр. Его теория была подробно освещена Генрихом Фогтом в 1926 г., и в том же самом году Ральф Г. Фаулер дополнил ее исследованиями, посвященными сверхплотному газу (или плазме, как это назвали бы сегодня) с использованием идей, вытекающих из нового раздела физики, известного как квантовая механика.

В 1926 г. Эддингтон изложил свои идеи в книге «Внутреннее строение звезд», о которой мы еще упомянем чуть позже в связи с другими его идеями, касающимися эволюции звезд, и работами его ученика Чандрасекара. Было вполне естественно сделать то, что сделал Рассел, а именно интерпретировать диаграмму ГР как модель звездной эволюции. Согласно некоторым гипотезам, она, предположительно, включала в себя временну́ю шкалу эволюции, не имеющую аналогов в других астрономических теориях, – временну́ю шкалу, составляющую порядка миллиона миллионов (или триллиона) лет. Теперь получалось, что массивной звезде, скажем, класса O или B, потребуется очень много времени для уменьшения своей массы до белого карлика. Этот вопрос был одним из тех, которые использовались позднее для того, чтобы связать теорию звездной эволюции с теориями возраста Вселенной. Эддингтон, будучи одним из ведущих сторонников теории относительности Эйнштейна, источника многих космологических идей, был не чужд концепции эквивалентности массы и энергии и уже в 1917 г. разработал теорию субатомного происхождения звездной энергии (за счет электронно-протонной аннигиляции). Позже он выработал альтернативные объяснения (особенно связанные с электронно-протонной аннигиляцией) и дожил до того момента, когда они были учтены при решении проблемы, поставленной Хансом Бете и Карлом фон Вайцзеккером в 1938 г., а именно – проблемы CNO-цикла (или цикла углерод-азот-кислород-углерод, о нем см. ниже на с. 818). Тема строения звезд еще будет обсуждаться в этой главе (с. 798). Это одна из тем, которые, по всей видимости, составляют самую суть астрономии, однако на первых этапах своего развития она казалась многим астрономам экзотическим островком со своей специфической культурой.

На следующих страницах мы будем неоднократно ссылаться на диаграмму ГР или, скорее, на целый тип диаграмм, поскольку она претерпела некоторые изменения в оформлении и обозначениях. Мы не будем рассматривать их подробно, но некоторые главные альтернативные варианты вполне заслуживают упоминания. Первоначально диаграммы отображали спектральные классы звезд по горизонтальной оси, а абсолютные звездные величины – по вертикальной. Поскольку спектральный класс всегда оставлял место для определенного сомнения, спустя какое-то время он был заменен на числовой параметр, характеризующий цвет, – «показатель цвета», вследствие чего у диаграммы появилось альтернативное название – «диаграмма цвет – звездная величина». Однако и этот параметр не всегда удавалось определить точно. Исходно на показатель цвета ссылались для того, чтобы определить разницу звездных величин, определенных визуально и фотографически (фотографические пластинки в подавляющем числе случаев более чувствительны к синему цвету). С улучшением фотометрии в середине XX в. стали использоваться светофильтры, позволяющие производить сравнение между звездными величинами, измеренными в различных, но хорошо определенных интервалах длин волн. Так, величина «B – V» часто приводится без дальнейших пояснений, хотя в данном случае B и V обозначают примерное соответствие звездным величинам на длинах волн, преобладающих в фотографических (blue) и визуальных измерениях. Показатель цвета B – V (расположенный на нижней оси диаграммы) мог быть легко и быстро измерен и являлся достаточно надежным индикатором спектрального класса. Другим необычным шагом, позволяющим облегчить и ускорить работу, было отображение не абсолютных, а видимых звездных величин. Это создавало диаграмму, основанную только на наблюдаемых характеристиках, и обычно предполагало ее последующую калибровку. В другом родственном типе диаграмм температурам звезд противопоставлялась их светимость. Эффективную температуру можно было получить из показателя B – V. Диаграммы температура – светимость часто используются для моделирования звездной эволюции. Нет нужды говорить, что точное преобразование одной диаграммы в другую является нетривиальной процедурой и зависит от многих других (зачастую весьма проблематичных) параметров.

В то время, когда астрономы столь остро нуждались в методах определения расстояний, в их руках неожиданно оказался способ, полученный из гарвардских работ по изучению переменности блеска звезд. Этот столь важный сегодня предмет практически отсутствовал в астрономии вплоть до последних десятилетий XVIII в., хотя, разумеется, были новые звезды 1572 и 1604 гг. и очень немногочисленные исследования, посвященные этому вопросу, в XVII в. Несмотря на свою крайнюю нерегулярность, они хорошо иллюстрируют то, как определенные направления исследований, которые в течение столетий трактовались как не связанные друг с другом, в итоге, будучи собранными вместе, привели к большому прорыву.

Первые важные открытия западных астрономов, касающиеся переменности блеска звезд, сделали два человека, считавшие себя фризами. Первым был Давид Фабриций из Эзенса, Восточная Фрисландия (тогда независимая страна, а ныне часть Германии). В августе 1596 г. он заметил долговременну́ю периодичность звезды в созвездии Кит. В течение нескольких месяцев он наблюдал, как она теряет свой блеск от третьей звездной величины до полной невидимости. Эта звезда не входила в каталог Птолемея, но была известна как ο (омикрон) Кита после выхода в 1603 г. каталога Байера. Фабриций заметил, как в 1609 г. она снова стала звездой третьей величины, и предположил, что это одна из разновидностей новых звезд; данное мнение разделялось многими астрономами вплоть до конца XIX в. В 1631 г. эту странную звезду снова наблюдал А. Г. Пингре, но на какое-то время она была забыта до ее повторного открытия в 1638 г. Яном Фокилидом Холварда из Франекера, Фрисландия (одноименная провинции на севере Нидерландов). Холварда установил, что она меняет свой блеск периодически с периодом одиннадцать месяцев. (У нее нерегулярный период, но действительно близкий к 332 суткам.) К несчастью, Фабриций не смог познакомиться с находками Холварда, поскольку в 1617 г. он был убит заступом местным крестьянином, которого обвинил с церковной кафедры в краже гуся.

Позже Ян Гевелий назвал необычную звезду Мира («Удивительная») – и это слово до сих пор используется для определения целого класса долгопериодических переменных. (Фактически это гигант спектрального класса М, но существуют и другие звезды класса М, являющиеся карликами.) Ее периодичность изучалась французским католическим священником и астрономом Исмаэлем Буйо, который в 1660‐х гг. установил ее период в 333 дня и предположил, что она является вращающимся «полусолнцем», звездой с обширными темными пятнами. Как мы увидим далее, принимая во внимание вращение Солнца и феномен солнечных пятен, гипотезы такого рода пользовались большой популярностью еще на протяжении следующих двух столетий.

Другая переменная типа мирид, χ Лебедя, была обнаружена в 1687 г. Готфридом Кирхом, который непродолжительное время работал с Гевелием в 1674 г., познакомившись с ним ранее, когда тот был азартным охотником за кометами. Большая амплитуда колебаний звезд типа Миры, видимых невооруженным глазом, делает их довольно легкими для обнаружения, и представляется маловероятным, что в будущем смогут найти много подобных звезд. Другое дело – телескопические экземпляры. К 1896 г. удалось открыть 251 переменную типа Миры, в основном фотографическими методами, а к концу XX в. их обнаружили уже более 6000.

В конце XVII в. было сделано много заявлений об открытии других переменных звезд, но когда скептически настроенный Эдмонд Галлей пересмотрел эти данные в 1715 г., он сумел добавить к известному количеству только три звезды – все из созвездия Цефей. Он не включил звезду Алголь (β Персея), переменность которой заметил Джеминиано Монтанари из Болоньи в 1670 г. (Аргумент, что в переводе с арабского ее название означает «Демон», а потому ее переменность должны были заметить задолго до того, не выдерживает критики.) Однако Монтанари не учел должным образом тот факт, что переменность Алголя периодическая, а период короткий – менее трех дней. То, как была открыта эта периодичность, демонстрирует, каким интересным образом укреплял свои позиции растущий класс относительно обеспеченных любителей, которые, будучи удаленными от крупных европейских центров (как Фабриций и Холварда), могли позволить себе купить лучшие инструменты и использовать их в свое удовольствие.

Эдуард Пиготт не открыл истинную природу периодичности Алголя, однако сыграл в этом важную роль, поскольку являлся наставником человека, совершившего это открытие, – Джона Гудрайка. В это время они оба проживали в Йорке, на севере Англии, и оба были хорошо обеспечены. Пиготт происходил из старого католического рода со связями в Йоркшире, но его мать была из Лувена, а сам он обучался во Франции. Его семья проводила бо́льшую часть времени в поездках по всей Европе, обзаводясь влиятельными связями с ведущими астрономами. Отец Эдуарда, Натаниэль, был достаточно богат, чтобы покупать астрономические инструменты у лучших лондонских мастеров, и даже имел достаточно времени для обследования за свой счет большей части южных Нидерландов. По возвращении в Йорк, он уже располагал построенной специально для него прекрасной обсерваторией, оснащенной еще более совершенными инструментами, к великой пользе его сына. Будучи должным образом проинструктированным, Эдуард сделал несколько небольших открытий, включая открытие новой кометы, и вступил в переписку с Уильямом Гершелем в те времена, когда Гершель был еще музыкантом в Бате. Однако наиболее значимым стало для него знакомство с его близким соседом по Йорку Джоном Гудрайком.

Гудрайк, будучи младше Пиготта на одиннадцать лет, родился в 1764 г. в Гронингене (Нидерланды) в семье работника Британского консульства, его мать была француженкой. У него действительно обнаруживается много общего с Пиготтом, за исключением здоровья. Гудрайка, глухонемого с детства, в возрасте восьми лет отправили в Эдинбургскую школу для глухонемых. Позже он перевелся в академию для диссидентов в Ланкашире и, несмотря на свои немощи, получил там высокую оценку как человек, хорошо знающий математику. Его семья переехала из Нидерландов в Йорк, а в 1781 г. в тот же район приехали Натаниэль и Эдуард Пиготты, после чего они быстро обнаружили общие интересы, связанные со звездной астрономией. Гудрайк, унаследовавший в семнадцать лет состояние своего деда, сэра Джона Гудрайка, не испытывал финансовых затруднений. Он приобрел на свои средства телескоп Доллонда, и они с Пиготтом регулярно производили совместные наблюдения в полной тишине. И тот и другой находились в переписке с Гершелем, обсуждая его новую «комету», еще до того как выяснилось, что на самом деле это – планета Уран. Кроме того, они объединили усилия в поиске литературы с данными о переменных звездах.

В ноябре 1782 г. Гудрайк заново открыл то, что уже было известно, – Алголь является переменной звездой. Систематически наблюдая эту звезду с даты открытия до прекращения ее ночной видимости, он пошел дальше и зафиксировал короткопериодическую природу изменения ее блеска. Ему исполнилось всего лишь восемнадцать лет, когда он написал о своих выводах плюмианскому профессору астрономии в Кембридже. Три дня спустя его письмо было зачитано Королевскому обществу, и его члены настолько впечатлились, что наградили Гудрайка одной из двух медалей Копли за 1783 г. Полученное им значение продолжительности цикла составляло 2^d20^h45^m, которое отличалось от принятого сегодня значения всего на четыре минуты. Приведенное им объяснение изменений блеска тоже в каком-то смысле выдержало испытание временем. Согласно его предположению, вокруг Алголя обращается какое-то большое тело, периодически его затмевающее. Как мы видели ранее в начале этой главы, лишь в 1889 г. Герману Фогелю удалось показать с помощью его спектроскопа, что спектр Алголя также испытывает колебания. Фогель интерпретировал это через эффект Доплера, полагая, что совмещение двух компонентов звезды совпадает с временами минимума блеска, наблюдаемого нами визуально. Короче говоря, Алголь был одной из спектрально-двойных звезд Фогеля. На самом деле, последние спектроскопические исследования указывают на существование третьей звезды и на то, что между главной и двумя другими звездами имеет место перетекание вещества.

Вскоре Гудрайк открыл еще несколько переменных. В некоторых из них он был менее уверен, но β Лиры и δ Цефея удалось надежно подтвердить. Позже каждая из них стала прототипом нового класса переменных. Он, как следует из его записных книжек, начал догадываться о том, что уровни минимума блеска одной и той же переменной звезды не идентичны, как он думал ранее. Тем временем Пиготт также обнаружил переменность звезды η Орла и начал долгую серию исследований этой и других переменных звезд, продолжавшуюся почти непрерывно вплоть до 1820‐х гг. Количество астрономов, находившихся под впечатлением от их работ, быстро росло, и в 1786 г. Гудрайк был избран членом Королевского общества. Но его счастливая судьба длилась недолго. Двумя неделями позже он скончался в возрасте двадцати одного года «от воздействия холодного ночного воздуха во время астрономических наблюдений».

Оставшись в одиночестве, Пиготт сохранил интерес к переменным звездам и сделал огромный вклад в новую область, быстро ставшую предметом самостоятельного исследования. В качестве иллюстрации самоотверженности Пиготта отметим его отчет о не менее чем пяти годах наблюдений переменной R Щита – «переменной звезды в Щите Собеского», как он назвал ее, когда опубликовал свои выводы в издании Королевского общества «Philosophical Transaction» в 1805 г. Как он решил еще раньше, причиной видимых изменений блеска найденных им и Гудрайком короткопериодических переменных являются находящиеся на них пятна, если принять во внимание тот факт, что они вращаются. В 1793 г. он переехал в Бат, прежнее место жительства Гершеля. Пиготт изучал работы Гершеля, посвященные строению Солнца и возможной его обитаемости. После того как Гершель рассказал ему об использовании физических моделей для проверки разнообразных гипотез, Пиготт последовал его примеру и построил свои модели, которые позволили бы ему сделать выбор между причинами переменности. Он изложил свое окончательное заключение в статье 1805 г. – работе, одну часть которой он написал в Бате, а другую в Фонтенбло, – где он мог свободно находиться после Амьенского мирного договора 1802 г., но был арестован французами после возобновления боевых действий. Во Франции он читал лекции, излагая свои идеи, и его здешние старые научные знакомства, без сомнения, помогли ему укрепить свою репутацию в Англии, вне зависимости от войны.

Переменные звезды, как полагал Пиготт, это темные, твердые, вращающиеся тела, и их вращение довольно правильное, но среда, которая их окружает, ведет себя хаотично (ил. 224). Среда, говорил он, производит и поглощает частички света «очень сходно с тем, что было так талантливо проиллюстрировано великим открывателем небес доктором Гершелем в отношении солнечной атмосферы» (см. ил. 201 в главе 15). Его гипотеза о том, что звезда может время от времени находиться в «неосвещенном» состоянии, давала ему дополнительный бонус: она могла объяснить причину того, почему определенные области неба кажутся нам содержащими мало звезд. Насколько многочисленны такие темные звезды? Он задавался вопросом, могут ли они быть столь же многочисленны, как и яркие звезды; и выразил мнение о том, что наше Солнце тоже может, наконец, сократиться до небольшого светлого пятнышка. Такие пугающие сценарии звездной эволюции легко опровергались, поскольку были основаны на шатких гипотезах, но нет сомнений в том, что они помогли избавиться от традиционного представления о неизменности и совершенстве звезд.

Уильям Гершель открыл с помощью своего телескопа новые переменные, и Пиготту в итоге удалось составить перечень, общим счетом в тридцать девять звезд, который медленно пополнялся в ходе первой половины XIX в. Отчасти проблема заключалась в том, что оценка блеска делалась относительно бессистемно. Имелось несколько полезных наработок в этом отношении. Очень простое, но остроумное новшество внедрил в практику наблюдений Гершель, который размещал звезды какой-либо ограниченной группы в порядке возрастания блеска, повторяя эту процедуру для многих групп, а затем связывал группы друг с другом, выбирая звезды, общие для нескольких групп. Таким образом можно было постепенно построить целую сеть. И все же ощущалась острая нужда в удобном фотометрическом инструменте, и шаг в этом направлении сделал Джон Гершель. Во время посещения мыса Доброй Надежды (1837–1838) он открыл необычную переменную звезду η Корабля Арго, находившуюся примерно в середине туманности, и это пробудило его интерес к фотометрии. Он изобрел прибор, который сам называл «астрометром»; в нем размещалась искусственная звезда с регулируемой яркостью, создаваемой с помощью лунного света, пропущенного через призму таким образом, чтобы можно было уравнять ее блеск с блеском исследуемой настоящей звезды. Использовав этот инструмент и выбрав блеск α Кентавра в качестве единицы измерения звездной величины, он составил таблицу из 191 звезды, на основе которой другие астрономы могли проводить свои сравнения без такого инструмента. Когда спустя несколько лет Аргеландер приступил к созданию каталога звездных величин, он полагался не на фотометр, а на систему, подобную той, которую использовал Уильям Гершель, располагая звезды в порядке их блеска и «оценивая шаг звездной величины». (Хотя человеческий глаз оставляет желать лучшего в оценке блеска звезд, он чрезвычайно хорош при регистрации небольшой разницы в блеске близко расположенных звезд.)

224

Одна из иллюстраций Эдуарда Пиготта из его теории изменения блеска короткопериодических переменных звезд. Эти звезды вращаются, будучи по большей части «неосвещенными», но они окружены средой с яркими пятнами, которые отличаются друг от друга как размерами, так и характером движения. Иллюстрация взята из его статьи 1805 г., опубликованной в «Philosophical Transactions» Королевского общества.

Первый легко воспроизводимый астрофотометр сконструировал не Гершель, а Иоганн Карл Фридрих Цёлльнер около двадцати лет спустя. Цёлльнер, сын владельца небольшой ситценабивной фабрики, учился в Базеле, а затем устроил в пригороде Берлина скромную частную обсерваторию. Он сконструировал свой инструмент в надежде выиграть премию, объявленную на конкурсных началах Венской академией наук (так уж случилось, что премия не досталась никому из заявленных участников). Он интенсивно изучал основы фотометрии. Для того чтобы создать в своем устройстве звезду сравнения, он использовал обычную керосиновую лампу, свет от которой проходил через регулируемые призмы Николя (поляризационные призмы). Позже его конструкция использовалась во множестве ведущих мировых обсерваторий. Именно по его предложению Потсдамская обсерватория использовала этот прибор для создания первого в высшей степени точного фотометрического каталога северного неба: «Photometrische Durchmusterung des nördlichen Himmels». Позже Э. Ч. Пикеринг из Гарвардской обсерватории использовал инструмент, основанный на тех же принципах, в период с 1879 по 1882 г. для фотометрического каталога 4260 звезд, в то время как савилианский профессор астрономии в Оксфорде Чарльз Притчард в 1885 г. отдал предпочтение другому инструменту (клиновому фотометру) для аналогичного каталога из 2784 звезд. Притчард убедительно доказывал маловероятность получения близкого согласия между звездными величинами, измеренными разными способами, и все же, если судить по факту, более 70 процентов звездных величин, полученных им и Пикерингом, различались не более чем на 0,25. Со временем их технические приемы унаследовала фотографическая фотометрия, особенно после 1910‐х гг., и в таком виде они удерживали свои позиции вплоть до середины XX в., когда были внедрены фотоэлектрические технологии.

Усовершенствованные методы измерения звездных величин с неизбежностью привели к росту числа известных переменных звезд и к уточнению их периодичности. В 1884 г. Ирландская королевская академия опубликовала обновленный перечень из 190 переменных звезд; а в новом издании, вышедшем в 1888 г., их число возросло до 243. XIX в. закончился обращением нескольких ведущих астрономов к любителям с призывом взять поиск переменных звезд в свои руки. Что они и сделали, демонстрируя все больший энтузиазм, особенно в Британии и Америке, а более тщательное обследование фотографических пластинок (этим занимались главным образом профессиональные астрономы) еще увеличило число известных переменных звезд. К 1903 г. Эдуард Пикеринг сумел составить перечень из 701 звезды, а за последующее десятилетие их количество возросло более чем вдвое.

Конечно же, одно только увеличение численности не могло решить проблему переменных звезд. Простота гипотезы Пиготта питала обсуждение аналогичных гипотез в течение многих десятилетий, но в середине XIX в. Иоганн Рудольф Вольф обратил внимание астрономов на то, что переменная звезда, возможно, стоит у самого нашего порога, и называется она – Солнце. Ему, как он считал, удалось зарегистрировать конструктивные сходства между полученными им графиками частоты появления солнечных пятен и графиками, отражающими изменение светимости многих переменных звезд. Ни здесь, ни там не наблюдалось постоянных минимумов и максимумов; были примеры двойных максимумов; кроме того, и те и другие графики отличались быстрым ростом и медленным убыванием. Несмотря на всю привлекательность этой идеи, она перестала притягивать внимание вскоре после того, когда к изучению этих загадочных объектов применили спектроскоп.

Уже в 1881 г. Эдуард Пикеринг предложил классификацию переменных звезд с делением их на пять групп, основываясь главным образом на продолжительности периода переменности. Его классификация, как и многие другие, имела бы успех, если бы опиралась на причины колебаний блеска. Действительно ли эти звезды являются темными с неправильными яркими пятнами, как предполагал Пиготт, руководствуясь указаниями Гершеля? Или причиной переменности служили аномально большие «солнечные пятна»? Секки продолжал поддерживать идею Рудольфа Вольфа, высказанную им в 1869 г. Или эти звезды окружены беспорядочными сонмищами метеороидов, как рассуждал об этом Локьер в 1887 г.? Казалось, предположение Гудрайка о переменности Алголя, вызванной, возможно, затмением яркой звезды каким-нибудь темным объектом, подтвердилось после того, как спектроскоп Фогеля показал двойственность системы Алголя. Но есть ли у нас основания полагать, что это не исключение, а обычная, часто возникающая ситуация? Нет ли у этих звезд каких-либо возможных собственных причин переменности? К сожалению, в то время было слишком мало сведений о природе звездной эволюции, и ответ на этот фундаментальный вопрос пришлось оставить на будущее. Предпринимались попытки объяснить, каким образом в этом может участвовать пульсация и как ее можно учесть. Например, в 1879 г. Август Риттер попытался применить к решению этого вопроса термодинамические доводы, но его идеи почти не привлекли внимания. В 1913 г. Г. К. Пламмер интерпретировал колебания спектральных линий у переменных типа цефеид как следствие их пульсации, но он не решил вопрос о причинах этих пульсаций. (Их периоды попадали в интервал от 1 до 70 суток.) Вскоре эта идея была подтверждена теоретическими положениями Эддингтона, хотя главную причину пульсаций цефеид не удавалось установить до тех пор, пока С. А. Жевакин в 1953 г. и Джон П. Кокс с Чарльзом А. Уитни в 1958 г. не отследили ее до второй степени ионизации гелия. Но в 1913 г., когда Эйнар Герцшпрунг совершил свое поразительное открытие, работая в Гарварде, до этого было еще далеко.

В 1908 г., изучая звезды с переменным блеском в объекте на южном небе, известном как Малое Магелланово Облако, Генриетта Суон Ливитт обратила внимание на одно простое свойство, которым они, по всей видимости, обладали. Оказалось, что у шестнадцати звезд с тщательно измеренным ею блеском наибольший период колебаний имела самая яркая звезда. Четыре года спустя Ливитт нашла простую математическую зависимость, очень хорошо подтвержденную наблюдениями: видимые звездные величины были почти в точности пропорциональны логарифму периода колебаний блеска. Поскольку все звезды этой группы находились примерно на одном и том же расстоянии от нас, такого же рода отношения должны были выполняться и для абсолютных звездных величин. Она увидела потенциальную полезную роль этих звезд как индикаторов расстояния, но к тому времени она еще не располагала необходимыми техническими средствами для продолжения исследования.

Первое из ее сообщений не привлекло большого внимания, но после прочтения второго сообщения Эйнар Герцшпрунг осознал, что характер изменения светимости звезд, которые она изучала, напоминает переменные типа цефеид. Он понял, что поскольку, судя по форме кривых колебаний блеска, это звезды одного и того же типа, они могут стать прекрасными индикаторами расстояний во Вселенной в целом при условии калибровки зависимости период-светимость Ливитт, а значит, требуется получить зависимость абсолютной светимости от продолжительности цикла колебаний блеска. Эта идея оказалась весьма многообещающей, но, к сожалению, не было известно ни одной цефеиды в достаточной близости от Солнца, чтобы измерить расстояние до нее тригонометрическими методами, то есть с помощью годичного параллакса. Однако Герцшпрунг сумел воспользоваться собственными движениями звезд по методу «статистического параллакса» и, таким образом, произвести необходимую калибровку кривых Ливитт. Хотя впоследствии его калибровка подверглась множеству уточнений, этот метод открыл новую эпоху в измерении расстояний, поскольку сегодня представляется достаточным найти в удаленной туманности хотя бы одну цефеиду, чтобы с помощью относительно простых измерений периода ее блеска и видимой звездной величины, получить вполне достоверное расстояние. Пересмотр этой калибровочной кривой оказался необходим, поскольку Герцшпрунг допустил арифметическую ошибку, которая привела к занижению расстояний на целый порядок, но общий принцип был изложен верно (по меркам того времени расстояния оказались настолько велики, что его ошибка долгое время оставалась незамеченной, а в определенных кругах сохранялась еще в течение двадцати лет).

Почти в то же время, независимым образом, Г. Н. Рассел работал с абсолютными звездными величинами цефеид в Млечном Пути и нашел значения, близкие к значениям Герцшпрунга, но без учета результатов открытий Генриетты Ливитт. В то время Харлоу Шепли был молодым докторантом (на деле, первым докторантом Рассела). Они понимали, что цефеиды не могут быть (как это постоянно отстаивалось некоторыми специалистами) затменными двойными звездами. Как и Пламмер, Шепли предположил наличие у них пульсации. На данном этапе было понятно только то, что они очень большие и очень яркие. В 1914 г., после тура по Европе, нескольких месяцев, проведенных в Принстоне для завершения своей работы по затменным двойным, и женитьбе на Марте Бец, ставшей впоследствии крупным специалистом в указанной области, Харлоу Шепли переехал работать в обсерваторию Маунт-Вилсон. Там он начал изучать переменные звезды в скоплениях, насчитывающих тысячи звезд и имеющих ярко выраженную сферическую форму, дав им название «шаровые скопления». (Многие шаровые скопления хорошо различимы в бинокль. В нашей Галактике насчитывается порядка сотни таких скоплений, но к тому времени их статус был еще неясен.) Работая с 60-дюймовым рефлектором обсерватории Маунт-Вилсон, Шепли нашел среди прочих переменных несколько цефеид, и они по всем признакам подчинялись закону Ливитт. Их видимые звездные величины отличались при переходе от одного скопления к другому, но это было лишь следствием вполне ожидаемой разницы в расстояниях до скоплений. На деле, в этом своем исследовании он обнаружил средство определения относительных расстояний до скоплений, даже без калибровки графика Ливитт. В 1918 г. он произвел калибровку тем же способом, как и Герцшпрунг, и опубликовал сообщение, что типичные шаровые скопления находятся на расстояниях порядка 50 000 световых лет. Однако он обнаружил их несимметричное расположение и пришел к выводу, что центр системы шаровых скоплений, по всей видимости, совпадает с центром системы звезд Млечного Пути, расположенным от нас на расстоянии в несколько десятков тысяч световых лет.

Этот вывод, отодвигавший Солнце на край системы, очень не понравился многим астрономам по самым разным причинам. Не потому, что многие из них надеялись на расположение Солнца в центре событий, а поскольку им казалось, будто эти расстояния расходятся с существующими представлениями, завоеванными таким тяжелым трудом. В серии работ, публиковавшихся в течение двух десятилетий, начиная с 1884 г., Хуго фон Зелигер разработал большое количество новых положений звездной статистики, произведя учет звезд различной видимой звездной величины в разных областях неба, из чего он получил модель плоского диска Млечного Пути. В целом его форма не сильно отличалась от модели, полученной Гершелем, в которой Солнце располагалось недалеко от центра. Как уже отмечалось, в 1901 г. Каптейн использовал полученную им статистику собственных движений, чтобы снабдить работу Зелигера шкалой расстояний, согласно которой диаметр системы составлял около 10 килопарсеков, а толщина – около 2 килопарсеков. (Один килопарсек равен примерно 3262 световым годам.) Каптейн понимал, что один неучтенный числовой параметр – межзвездное поглощение – может серьезным образом повлиять на его данные, и предпринял многочисленные попытки измерить величину этого поглощения, но не сильно преуспел в этом. К 1918 г., работая в Гронингене со своим помощником Питером Йоханнесом Ван Райном, он заключил из отсутствия заметного покраснения звездного света, что этот эффект не должен оказывать существенного влияния, поэтому его базовая модель является вполне приемлемым отображением Млечного Пути.

Модель, которая была широко распространена среди многих его знакомых, не публиковалась в подробностях вплоть до 1922 г., года смерти Каптейна. В целом его модель имела форму эллипсоида, напоминающего скорее сплющенную сферу, чем регбийный мяч, с отношением осей 5 к 1 и наибольшим диаметром около 16 килопарсеков. Обладая статистическими представлениями о расстояниях до звезд, он мог оценить снижение плотности звезд с ростом расстояния. Солнце, как он считал, находится на расстоянии примерно 0,65 килопарсека от центра и вне центральной плоскости, но для удобства часто говорил, что Солнце располагается почти в центре. На расстоянии 8 килопарсеков от центра, считал он, количество звезд в выбранном объеме составляет лишь одну сотую от числа звезд в ближайшем окружении Солнца, а на расстоянии 4 килопарсека плотность звезд составляет примерно одну двадцатую от плотности вблизи Солнца. В широком смысле, оценки падения плотности звезд с расстоянием, сделанные им и Ван Райном, были достаточно верны, если считать их в направлении, далеко отстоящем от центральной плоскости Млечного Пути, но приводили к грубым ошибкам в центральной плоскости, где сосредоточена межзвездная материя.

То, что дела обстоят именно таким образом, было впервые убедительно показано уроженцем Швейцарии Робертом Джулиусом Трюмплером, изучавшим рассеянные скопления в Ликской обсерватории (Калифорния) в конце 1920‐х гг. Метод Трюмплера очень прост для объяснения. Он разделял свои скопления на небольшое число категорий по критерию, углубляться в который нет особой нужды. Исходя из предположения, что все скопления одной и той же категории обладают примерно одинаковыми физическими свойствами и размерами, можно оценить относительные расстояния до этих скоплений, причем двумя способами – основываясь на их блеске или на их видимых размерах. На практике, как оказалось, эти два метода приводят к двум довольно разным результатам, и он решил, что критерий блеска работает некорректно из‐за межзвездного поглощения. Говоря другими словами: если мы примем расстояние, исходя из критерия размеров, то блеск позволит определить степень поглощения в заданном направлении.

Всей своей работой по определению расстояний Каптейн показал превосходство собственных движений над видимыми звездными величинами как индикаторами расстояний, поскольку звездные величины зависят от собственных существенно различающихся свойств звезд. Собственные движения в значительной степени являются отражением движения Солнца в пространстве, и в целом предполагалось, что в среднем они больше ни от чего не зависят, следовательно, движения звезд носят случайный характер, как это наблюдается у газовых молекул. Однако, как обнаружил Каптейн, это предположение приводит к различным, не совместимым друг с другом выводам. На ранней стадии исследований ему казалось, что звезды принадлежат к двум различным группам, двум населениям, которые тесно переплетены между собой. Его открытие двух «звездных потоков» было анонсировано на конгрессе в Сент-Луисе (штат Миссури) в 1904 г. и вызвало большой переполох в астрономических кругах. Ведущий эксперт в области звездной статистики Карл Шварцшильд, не желая оставаться в стороне, разработал в 1907 г. модель, которая объясняла измеренные собственные движения, исходя из предположения о тщательно подобранном соотношении между скоростью и положением звезды в Млечном Пути, что позволяло обойтись без предположения о смешанных населениях. Это было началом долгого и непрерывного изучения движений в пределах Галактики, которое даже в работе Каптейна делало возможным применение гравитационных эффектов и, таким образом, привело к укреплению моделей, выведенных из подсчета звезд с измеренными звездными величинами и собственными движениями.

Еще до того как Каптейн обнародовал окончательный вариант своей модели, у него появился соперник в лице Харлоу Шепли, который, после переезда в обсерваторию Маунт-Вилсон, начал разрабатывать альтернативную модель. Как мы видели, он обратил внимание на то, что шаровые скопления, согласно предварительной оценке расстояний до них, распределены по небу несимметрично. Шепли обратил внимание на предположение, высказанное Болином в 1909 г. без каких-либо подтверждающих доказательств. Согласно этому простому предположению, Солнце не обязательно должно находиться в центре, и хотя это, по-видимому, объясняло асимметрию в распределении скоплений, оно не вязалось с оценкой расстояний, сделанной самим Шепли по меньшей мере вкупе с традиционными представлениями о размерах системы Млечного Пути. К 1916 г. он нашел с помощью цефеиды, что шаровое скопление Мессье 13 находится на расстоянии 30 килопарсеков от Солнца, а следовательно, далеко за пределами Галактики Каптейна. Год спустя, получив дополнительные данные о других шаровых скоплениях, он вернулся к идее Болина и решил, что все они действительно связаны с Галактикой (Млечным Путем) и располагаются вокруг невидимого центра нашей Галактики, который находится где-то в направлении созвездия Стрелец. Примерно третья их часть занимает только одну двадцатую часть неба в этом направлении. Он пришел к выводу, что Галактика должна быть в десять раз больше, чем принято думать.

Вообще говоря, оценка Шепли оказалась завышенной примерно вдвое, в частности из‐за того, что он не принял во внимание межзвездное поглощение. Нуль-пункт его графика период-светимость был занижен примерно на 1,5 звездные величины. Однако из‐за нехватки знаний, которые не удавалось получить еще в течение следующих трех десятилетий, он допустил и другую фундаментальную ошибку. Она заключалась в том, что он использовал цефеиды, принадлежащие к выделенному Вальтером Бааде в 1940‐х гг. звездному населению типа II. Бааде определил, что звезды этого типа со спектрами с типично низким содержанием металлов должны находиться главным образом в шаровых скоплениях, эллиптических галактиках и в балджах спиральных галактик. Звезды баадевского населения типа I относительно богаты металлами, молоды и сосредоточены в спиральных рукавах галактик. У Шепли не было шанса разобраться в том, что он огульно использует оба типа цефеид, вполне естественно полагая, будто цефеиды в шаровых скоплениях в точности такие же, как и в ближайшем окружении Солнца. Он недооценил яркость последних в четыре раза, и это было счастливым совпадением, поскольку свело ошибку на нет. Но даже если бы он учел величину поглощения, большинство астрономов все равно сочли бы, что он допустил нелепую ошибку.

В качестве подстрочного примечания к открытию Бааде: переменные с очень коротким периодом и малой массой – звезды типа RR Лиры – были после этого калиброваны заново и стали эталоном для шаровых скоплений, входящих в состав нашей Галактики.

Основные причины скепсиса в отношении утверждений Шепли основывались не на громадном авторитете Каптейна, а были связаны со спиральными туманностями и представлениями об их статусе. Спектроскопия в значительной степени расширила астрономические знания о них. После первого восхищения, испытанного Хёггинсом, когда он вроде бы открыл в их спектрах линии светящегося газа, он еще обнаружил, что тем не менее бо́льшая их часть обладает непрерывным спектром. Проведя различие между двумя разновидностями «зеленых» и «белых» туманностей, астрономы изо всех сил пытались телескопически разрешить белые туманности на звезды. Первый успех был достигнут не ранее 1924 г. с разрешением «туманности» Андромеды (М31), называемой туманностью, несмотря на то что еще в конце предыдущего столетия Юлиус Шейнер доказал схожесть ее спектра со спектром скопления звезд.

Можно, конечно, воспользовавшись преимуществами ретроспективного взгляда, провести различие между этими двумя самостоятельными областями исследований – нашей Галактикой и «белыми», в основном спиральными, туманностями, которые мы сегодня рассматриваем в качестве равноценных галактик, но проведение такого четкого разграничения не представлялось возможным до тех пор, пока существовала вероятность того, что вторые являлись всего лишь довесками первой. Модель Каптейна для Галактики была тщательно разработана на основе статистических данных, но имелись и более ранние альтернативы, основанные на представлениях, полученных с помощью материалов визуальных и фотографических наблюдений. Джон Гершель обратил внимание на нечто, напоминающее потоки звезд между нами и основной частью Млечного Пути. Джованни Челория из Милана предложил в 1879 г. модель, которая уподобляла Млечный Путь двум более или менее концентрическим кольцам звезд. Зелигер собирал доказательства против этих наблюдений, но вскоре голландский астроном Корнелис Истон, давно интересовавшийся этой проблемой, подготовил строгие доказательства в пользу гораздо более впечатляющего устройства Млечного Пути.

225

Фотографии «туманностей» (а на деле, спиральных галактик), полученных Дж. У. Ричи с помощью 60-дюймового телескопа в обсерватории Маунт-Вилсон около 1909 г. В левой части рисунка туманность Водоворот, М51 (NGC 51194–5, где она рассматривается как два объекта) в созвездии Гончие Псы; а в правой части – H. V. 24 (NGC 4565) в созвездии Волосы Вероники, видимая «с ребра».

Истон начал изучать эту проблему в 1881 г., в возрасте восемнадцати лет, и в течение более чем тридцати лет подготовил целую серию рисунков распределения яркости в Млечном Пути, основываясь главным образом на опубликованных данных. Будучи по профессии журналистом, он опубликовал свои рисунки северной части Млечного Пути в Париже в 1893 г., и Каптейн настолько высоко оценил их, что уговорил Гронингенский университет присвоить Истону степень почетного доктора. Подсчеты звезд вплоть до девятой звездной величины в «Боннском обозрении», как обнаружил Истон, тесно коррелируют с его рисунками, и он попытался изобразить их в трех измерениях. К 1900 г. он заявил, что Млечный Путь в целом имеет спиральную структуру, напоминающую структуру нескольких известных к тому времени объектов, таких как М51 и М101, и, по всей видимости, он был первым человеком, кому пришла в голову такая в высшей степени важная идея. (См. современные фотографии М51 и М101, полученные в обсерватории Маунт-Вилсон, на ил. 225.) Испробовав множество разных схем, он остановился на той, в которой направление на галактический центр задавалось созвездием Лебедь, и изложил основные результаты своей работы в популярной статье, опубликованной в The Astrophysical Journal в 1913 г. (ил. 226). В конечном счете выяснилось, что ошибка этого направления составляет почти девяносто градусов; и все же другие спиральные структуры, как он полагал, не сопоставимы с нашей. Они были «незначительными завихрениями в огромном водовороте нашей системы». В этих вопросах он оказался не прав, но его базовая идея осталась в неприкосновенности.

226

Одна из двойных диаграмм Корнелиса Истона, приведенная в подтверждение его аргумента о том, что Млечный Путь обладает спиральной структурой (внутренний фрагмент). Внешнюю диаграмму следует рассматривать как проекцию Млечного Пути на внутреннюю часть развернутой и сложенной воедино цилиндрической поверхности. Изображение сделано в виде негатива, где яркая материя отображается черной краской. Солнце находится в точке S, центр внешнего круга и галактический центр – в направлении созвездия Лебедь над нею. В выбранном масштабе невозможно с достаточной убедительностью показать, какое огромное количество данных было использовано для построения этой диаграммы.

Несмотря на решительные возражения, особенно со стороны Эддингтона, в астрономическом сообществе все еще царило прочное убеждение в том, что Млечный Путь представляет собой уникальный центр Вселенной. Существовало пять аргументов, обосновывающих эту точку зрения в широком плане. Считалось, что размеры туманностей незначительны по сравнению с Млечным Путем. Во-вторых, спектры белых туманностей, напоминающие спектры звезд (также демонстрирующие линии Фраунгофера), могли быть объяснены звездным светом, отраженным от диффузных туманностей, как это обнаружил В. М. Слайфер в 1912 г. В-третьих, тем, кто был готов проглотить пилюлю Шепли, Млечный Путь представлялся достаточно большим, чтобы содержать в себе по меньшей мере некоторые из белых туманностей, если судить по оценке расстояний до них, произведенной в то время. В-четвертых, отсутствие белых туманностей в плоскости Млечного Пути создавало впечатление, что они распределены симметрично вокруг него. И наконец, новые доказательства, полученные в отношении их скорости, вполне сочетались с этой предполагаемой симметрией.

Первый аргумент казался в то время особенно сильным, прежде всего в том варианте, который возник после появления доказательств существования движений внутри туманностей. До получения в 1912 г. места в обсерватории Маунт-Вилсон Адриан Ван Маанен проводил исследование в Гронингене вместе с Каптейном. С момента его завершения в 1914 г. он использовал 60-дюймовый рефлектор обсерватории и в 1916 г. сумел опубликовать результаты измерений вращения спиральных туманностей, выведенные из фотографий, полученных за определенный интервал времени. Согласно контрольным измерениям, произведенным искушенным коллегой Сетом Николсоном, движения, направленные во внешнюю сторону спиральных рукавов девяти туманностей, оказались удивительно большими. В некоторых случаях мгновенные скорости вещества вдоль рукавов могли быть измерены с помощью спектроскопа – по доплеровскому смещению. Расстояние до туманности М33, полученное с учетом обоих этих показателей, оказалось равным всего лишь 2 килопарсекам, что вполне позволяло этому объекту умещаться в пределах вселенной Каптейна.

К сожалению, полученные Ван Мааненом выводы вскоре были опровергнуты. В 1927 г. Кнут Лундмарк заново перемерил его фотопластинки и обнаружил, что на деле эти движения соответствуют лишь одной десятой доле заявленного ранее. Позднее он удвоил это значение, но продолжал придерживаться своего мнения, которое разделял его друг Шепли, выступая в пользу близкого соседства туманностей. Позже, как показал Эдвин Хаббл, его выводы были подвержены какой-то систематической ошибке, и действительно, будучи прекрасным астрономом-практиком и заявляя о том, что погрешность произведенного им измерения движений не превышает погрешности инструмента, Ван Маанен был слишком оптимистичен. Кроме того, он имел обыкновение игнорировать результаты, полученные другими астрономами – например, К. О. Лампландом из обсерватории Лоуэлла, В. Й. А. Схоутеном из Гронингена и Г. Д. Кёртисом. Кнут Лундмарк приложил немало усилий для опровержения умозаключения Ван Маанена и утверждения идеи о туманностях – «островных вселенных». (Последним словосочетанием мы обязаны Александру фон Гумбольдту – на немецком это слово произносится как Weltinseln, – широко использующему его в книге «Космос», опубликованной в 1850 г.) Однако результаты, полученные Ван Мааненом, было не просто опровергнуть без того, чтобы поставить под сомнение его честность, и многие продолжали признавать их примерно до 1933 г.

Как иногда случается в жизни, весь этот эпизод хорошо иллюстрирует то, каким образом критерии, не являющиеся в чистом виде научными, могут играть важную, хотя по большей части скрытую роль в эволюции науки. Здесь в дело вмешались прозрачные личные мотивы, работающие как за, так и против идеи островной вселенной. Не в меру задиристый новичок Ван Маанен, как все знали, категорически не нравился Хабблу. Кроме того, хотя они с Шепли оба были родом из Миссури, Хаббл во время своего обучения в Оксфорде в качестве стипендиата Родса приобрел манеры, которые производили впечатление на дам, живущих неподалеку от Маунт-Вилсон, но не на Шепли. В своей автобиографии Шепли рассказывает о том, что он слышал, как Хаббл, рецензируя статью, написанную Шепли для широкой аудитории, небрежно настрочил на первой странице рукописи: «не представляет особого интереса». Спустя какое-то время редакторы рассказали Шепли, что когда они, не разобравшись, отправили статью в набор, то в качестве первого заголовка значилось: «Шепли – не представляет особого интереса».

В числе упомянутых лиц, имеющих возражения в отношении выводов Ван Маанена, был Гебер Д. Кёртис из Ликской обсерватории, который в 1914 г. начал изучать спиральные туманности, уже догадываясь о том, что они являются «невероятно отдаленными галактиками звезд или самостоятельными звездными вселенными». Но как измерить расстояния до них? Один из ответов был найден почти случайно, как следствие открытия, совершенного дважды. В 1917 г. Кёртис открыл новую звезду в одной из наблюдаемых им спиральных туманностей, но не сообщил об этом факте. Затем, в том же году, Джордж У. Ричи, работая в обсерватории Маунт-Вилсон, занимался фотографированием спиральных туманностей в надежде обнаружить вращения и собственные движения и тоже нашел доказательства существования новой звезды в одной из них – NGC 6946. Это заставило его взяться за просмотр старых фотопластинок, в результате чего он сразу нашел несколько других туманностей с новыми звездами, ранее остававшихся незамеченными. Аналогичным образом поступили другие астрономы, и число новых быстро перевалило за дюжину. Кёртис пребывал в восторге от выводов, которые позволял сделать видимый блеск новых, поскольку он был чрезвычайно мал по сравнению с Новыми Млечного Пути. За исключением двух случаев, согласно его заявлению, средняя разница составляла десять звездных величин, что увеличивало расстояние до этих туманностей в сотни раз и, таким образом, выводило их за пределы Галактики, вне зависимости от того, какая модель выбиралась в качестве приемлемой – Каптейна или чья-то еще. Впоследствии две упомянутые звезды были признаны сверхновыми.

Таким образом, к этому времени сложилось два заметно различающихся мнения о спиральных туманностях. Шепли и Ван Маанен располагали их так близко к Солнцу, что их можно было трактовать как структуры, входящие в состав Галактики. Кёртис размещал их настолько далеко, что их физические размеры, выведенные из видимых размеров, должны были быть сопоставимы с размерами Галактики. Если включить в состав Галактики шаровые скопления, как это сделал Шепли, то картина становится менее ясной, но даже в этом случае, принимая на веру доказательства, полученные Кёртисом, существовали определенные сложности с встраиванием их в общую систему.

В 1920 г. создалось впечатление, что развязка приближается. Кёртис и Шепли договорились об обсуждении вопроса о масштабах Вселенной на конференции Национальной академии наук в городе Вашингтоне. Аудитория между тем приняла выжидательную позицию в отношении двух мужчин с непримиримыми мнениями по обсуждаемому ими вопросу. Шепли прочел семь страниц своего девятнадцатистраничного рукописного доклада, прежде чем дошел до определения светового года, и, по всей вероятности, это было связано с присутствием на лекции людей, могущих принять решение о назначении его директором обсерватории Гарвардского колледжа – должность, на которую он в то время претендовал. Он сосредоточился на размерах Галактики и почти ничего не сказал о спиральных туманностях, в то время как Кёртис сделал своей темой почти исключительно спиральные туманности. Их разногласия произвели куда большее впечатление на астрономический мир, когда вскоре после дебатов они опубликовали свои выступления. В свете последних достижений мы можем сказать, что несмотря на многие изъяны имеющихся в то время данных, каждый из них был, в широком смысле, на правильном пути – Шепли относительно Галактики, а Кёртис в том, что касалось спиральных туманностей. Но Шепли оказался в весьма невыгодном положении, поскольку он был согласен с работой Ван Маанена, посвященной спиральным туманностям.

В 1871 г. шведский астроном Гуго Гюлден, работая в Стокгольме, занимался проверкой значительного массива больших собственных движений, то есть речь шла о звездах, которые, скорее всего, находятся на относительно близком расстоянии от нас. Они, как он заметил, распределены не симметрично, а сконцентрированы в одной половине неба и движутся примерно в одном и том же направлении. Звезды, перемещавшиеся под прямым углом к направлению самых больших собственных движений, имели лишь незначительные собственные движения. Он интерпретировал данный факт как признак вращения Галактики. Совершенно независимо от этого открытия, изучая движения звезд спектроскопически с помощью эффекта Доплера, Бенджамин Босс, Уолтер Адамс и Арнольд Кольшюттер обнаружили в распределении звезд, обладающих высокими скоростями, аналогичную асимметрию. В 1914 г. они объявили о том, что, согласно их данным, три четверти обнаруженных ими подобных звезд, по всей видимости, движутся в направлении Солнца. (В то же время они обратили внимание на важное, но едва заметное различие в спектрах звезд главной последовательности и звезд из ветви красных гигантов, принадлежащих тому же спектральному классу, основанное на относительной яркости некоторых пар спектральных линий. Это стало важным инструментом размещения звезд на диаграмме ГР.)

Адамс продолжил изучение звездных скоростей, тем же самым занимался Ян Хендрик Оорт, который учился в Гронингене у Каптейна. Работая после смерти Каптейна с Ван Райном, он в 1926 г. завершил докторскую диссертацию на эту тему. Однако в 1922 г. Оорт опубликовал промежуточное исследование, показавшее, что Солнце сближается с высокоскоростными звездами в одной половине неба, точнее в пределах между 310° и 162° галактической долготы, и отдаляется от звезд, лежащих в другой половине неба. Оорт обнаружил еще одну особенность: звезды с лучевыми скоростями, не превышающими 62 километра в секунду, распределялись случайным образом, в то время как звезды с более высокими скоростями демонстрировали очевидную асимметрию. Он попытался проанализировать проблему с помощью гравитации и ошибочно допустил, что высокоскоростные звезды попадают в Галактику извне. Согласно его предположению, 62 километра в секунду – та предельная скорость, после обретения которой звезда имеет возможность вырваться из гравитационного поля системы. Ему удалось вывести из этого значения среднюю массу звезд, оказавшуюся равной 0,65 солнечной массы. Однако это сложно сочеталось с динамическим равновесием звезд внутри системы, требовавшим по меньшей мере восьмикратного увеличения этого параметра.

227

Какой бы невзрачной ни казалась сегодня эта фотография, можно быть уверенным, что в марте 1934 г., когда был получен этот негатив с помощью 100-дюймового телескопа, он стал наиболее зрелищным фотоснимком глубокого космоса. Причина этого (хотя она и не очевидна на приведенном рисунке) заключалась в том, что он демонстрировал значительное превышение числа туманностей над числом разрешимых звезд. Этот негатив был получен на специальной эмульсии, обладающей чрезвычайно высокой чувствительностью, разработанной компанией «Истмен Кодак», и экспонировался в течение 200 минут.

Общая картина, выведенная Оортом из скоростей, была такова, что высокоскоростные звезды движутся вокруг центра главной системы; то же самое касалось шаровых скоплений. По его мнению, Солнце было членом локальной системы – облака звезд – движущегося примерно таким же образом, но немного быстрее. При всем при этом Оорт допускал правомерность модели Галактики Каптейна. Когда он изучил лучевые скорости шаровых скоплений, то обнаружил, что они не только отдают предпочтение определенной части неба, но также обладают своей собственной асимметрией скоростей. Галактика, структурированная в соответствии с моделью Каптейна, была не в состоянии удержать их своей гравитацией, и все же, судя по их симметричному расположению относительно ее плоскости, они отчетливо демонстрировали свою принадлежность к Галактике. Может статься, что объяснение, принятое Оортом, согласно которому Галактика обладает гораздо большей массой – по меньшей мере в 200 раз большей, чем масса содержащейся в ней видимой материи (то есть главным образом видимых звезд), – станет предметом и нашей веры. Это положило начало новой интересной и сложной, но жизненно важной части астрономии – исследованию темной материи.

228

В ходе обширной программы выборочного исследования туманностей (галактик) с помощью 60-дюймового и 100-дюймового телескопов Хаббл с коллегами сумели показать последствия поглощения света в нашей собственной Галактике – Млечном Пути. Такая карта (1934), демонстрирующая центральную «зону избегания», помогала тем, кто хотел внести поправку за поглощение света, что было необходимым шагом на пути к получению общей картины распределения вещества во Вселенной.

Согласно предварительному разъяснению Оорта, невидимая материя заслонена веществом в галактической плоскости. (Примерно в это же время Хаббл приступил к исследованию галактического поглощения света. Ил. 227 демонстрирует образец того, чего можно было достигнуть в то время с помощью 100-дюймового телескопа, а ил. 228 иллюстрирует работу Хаббла по поглощению.) К 1932 г. Оорт настаивал, что, используя динамические доводы, можно логически прийти к выводу о существовании масс, в два или три раза превышающих видимую массу. К тому времени астрономы уже достаточно свыклись с мыслью, что в космическом пространстве существуют облака ионизированных атомов. В 1904 г., изучая спектр δ Ориона, Иоганн Франц Гартман открыл спектральные линии ионизированного кальция, а к 1920‐м гг. удалось отождествить линии ионизированного натрия и титана. Однако предваряя гораздо более поздние достижения, следует добавить, что «недостающая масса» состоит не только из пыли и мелких частиц, но и включает в себя звезды очень малой массы с очень малой светимостью, входящие в состав гало Галактики. Подобные звезды могут быть черными дырами или выгоревшими карликовыми звездами, относящимися к типу, о котором мы еще упомянем в надлежащее время.

Мы уже сталкивались с ранними доводами (например, Мичелла и Лапласа) относительно того, что возможны ситуации, когда свету не удастся покинуть массивное тело. Другими словами, эти тела будут невидимы, и единственный способ их зарегистрировать – это учет гравитационного воздействия, оказываемого ими на близлежащие видимые тела. «Темная материя», которая может быть невидимой по самым разным причинам, приобретала все большее значение на протяжении всего XX в. Прекрасная коллекция Э. Э. Барнарда фотографий звездных облаков Млечного Пути, на которых можно было часто видеть темные области, служила общим доказательством возможности такого допущения. Однако первое по-настоящему глубокое теоретическое исследование проблемы межзвездной среды было предпринято Эддингтоном в ответ на важные спектрографические исследования линий кальция, проведенные канадским астрономом Джоном Стэнли Пласкеттом, директором Доминьонской астрофизической обсерватории в Виктории (Британская Колумбия). Основываясь на смещении линий, Пласкетт пришел к выводу, что облака кальция движутся не как единое целое вместе со звездами, свет которых позволял ему наблюдать и тот и другой тип объектов. Согласившись с этим выводом, Эддингтон решил пойти дальше и предположил, что вся Галактика погружена в сплошное, покоящееся относительно нее облако. Он рассчитал плотность энергии звездного света в пространстве и нашел температуру газа, оказавшуюся достаточно высокой для его двукратной ионизации. Это исследование Эддингтона, выполненное около 1926 г., содействовало усилению наблюдательной работы, в том числе Отто Струве из Йорка, который вскоре стал на защиту Пласкетта в вопросе о том, образует ли кальций дискретные облака или заполняет все пространство. На протяжении нескольких следующих лет, по мере того как Струве продолжал разработку этой темы, он снял с обсуждения свои доводы, а после появления уже упоминавшейся работы Трюмплера из Ликской обсерватории по шаровым скоплениям, вопрос решился в пользу Эддингтона. (Выводы Трюмплера опубликованы в 1930 г.)

Как мы уже видели, спектроскопический метод был не единственным подходом к решению этой проблемы. Еще до Оорта Каптейн рассмотрел наблюдаемое соотношение масса-светимость внутри Галактики в окрестностях Солнца и сравнил его с расчетным значением при условии, что Галактика находится в равновесии. Масса темной материи, пришел он к выводу, не должна быть очень большой. Теперь работа Оорта, где также использовались динамические доводы, развенчала это предположение.

Нужна была новая модель Галактики, которая учитывала бы ее форму, ее внутренние движения и ее связь с шаровыми скоплениями, а возможно и со спиральными туманностями. После Истона многие другие специалисты высказывали спекулятивные соображения по поводу спиральной структуры Галактики, но они были весьма трудно доказуемы. Другой гронингенский астроном Барт Я. Бок, приехавший в обсерваторию Гарвардского колледжа, чтобы работать вместе с Шепли над докторской диссертацией, остался там до 1955 г. и применил к Галактике численные методы Каптейна, однако после многих попыток, предпринимаемых им в течение более чем десяти лет, так и не смог представить никаких убедительных доказательств, подтверждающих ее спиральность.

В 1926 г., после диссертации Оорта, стало ясно, что необходимо принимать в расчет вращение Галактики, но Бертиль Линдблад из Швеции заложил основы этого подхода еще раньше, используя математические методы звездной статистики, чем он начал заниматься примерно в 1922 г. Система Линдблада состояла из взаимопроникающих подсистем звезд, которые двигались по эллиптическим орбитам вокруг галактического центра, подобно планетам Солнечной системы, движущимся по законам Ньютона. В случае Галактики ситуация была, конечно же, гораздо сложнее. Напомним, что в модели Каптейна, например, она имела форму эллипсоида. С годами Линдблад стал ведущим авторитетом в области динамики систем со спиральными рукавами. Его теории сообщили ощутимый импульс шведской астрономии и направили многих специалистов в обсерватории Лунда, Упсалы и Стокгольма, где они целенаправленно разрабатывали эту отрасль знания. В более краткосрочной перспективе его работа понудила Оорта разработать новую модель дифференциального вращения Галактики и оценить расстояние до галактического центра и направление на него. Согласно его оценкам, сделанным в 1927 г., это расстояние равнялось примерно 6,3 килопарсека, что составляло только треть значения, полученного Шепли, хотя и было величиной того же порядка.

Другие специалисты занимались картографированием скоростей внутри Галактики. В начале XX в. два крупнейших телескопа Америки – один в Лике, второй в Йерксе – курировались соответственно Уильямом Уоллесом Кэмпбеллом и Эдвином Брантом Фростом, непревзойденными экспертами в области использования спектрографа для измерения лучевых скоростей звезд. Их жизненные пути шли до такой степени параллельным курсом, что оба в итоге ослепли – Кэмпбелл частично, а Фрост полностью. Еще более актуальными для решения проблемы Оорта, чем собранные ими материалы, оказались данные, полученные Пласкеттом – высококвалифицированным специалистом по измерению звездных скоростей с помощью спектрографа. Звезды классов O и B очень ярки по своей природе, а потому могут быть видны с огромных расстояний. К тому времени, когда Пласкетт услышал о работе Оорта, у него уже были обширные данные о звездах этих классов, которые он в течение долгого времени собирал вместе с Дж. А. Пирсом, особенно между типами O5 и B7. Таким образом, он мог сразу же проверить теорию Оорта, опирающуюся на относительно скудные данные. Согласие с параметрами Оорта оказалось на удивление близким.

Открытия Оорта, связанные с галактическим вращением и огромным количеством невидимой материи, привели к появлению существенно нового направления в разработке галактических моделей. В отношении темной материи прогресс шел медленными темпами. Мы уже упоминали об опасениях Каптейна. Согласно оценкам Джеймса Джинса, сделанным в 1922 г., на каждую яркую звезду Вселенной должно было приходиться три темных. Первое более или менее четкое исследование этого вопроса предпринял все тот же Оорт в 1932 г., когда он, исходя из динамических соображений, установил величину плотности вещества в пространстве. Согласно его оценкам, это значение, получившее название «предел Оорта», должно было равняться примерно одной солнечной массе на десять кубических парсеков. К 1965 г. он увеличил это оценочное значение на 50 процентов, а затем пришел к выводу, что на невидимые звезды и газ должно приходиться 40 процентов общей массы.

Фриц Цвикки, астроном швейцарского происхождения, родившийся в Болгарии, но впоследствии переехавший в Калифорнийский технологический институт, развивал подход, существенным образом отличавшийся от подхода Оорта. В 1933 г. Цвикки получил очень неожиданный результат. Взяв Солнце в качестве стандартной единицы измерения, он сравнил отношение масса-светимость в отдельно взятой галактике со значением, полученным для одного из скоплений галактик, – скопления в созвездии Волосы Вероники, содержащего более тысячи ярких галактик. Вторая величина, основанная на разбросе значений скоростей галактик, входящих в скопление, получилась в пятьдесят раз больше первой. Хотя анализ оказался грубым, стало понятно, что в космических масштабах несветящаяся материя имеет гораздо большее значение, чем было принято думать об этом ранее. В 1936 г. Синклер Смит повторил эту процедуру для членов обильного и относительно близкого скопления галактик в созвездии Дева и получил значение удельной массы на одну галактику в сто раз большее, чем это следовало из светимости, основанной на данных, известных для отдельных галактик. Цвикки полагал, что помимо межгалактического вещества в космосе должны присутствовать межгалактические звезды и даже темные карликовые галактики. Наконец-то было достигнуто общее согласие (за вычетом незначительных расхождений) в том, что на всем протяжении человеческой истории Вселенная вела себя как темная лошадка.

После Второй мировой войны были получены данные, свидетельствующие о возможном достижении значений отношения масса-светимость в некоторых системах порядка 1000 и о том, что даже отдельные галактики могут содержать гораздо больше темной материи, чем это обычно предполагалось. Как мы увидим далее, теория стационарной Вселенной того времени предполагала постоянное воспроизводство темной материи в процессе расширения Вселенной, из которой впоследствии возникают звезды. Таким образом, весь этот вопрос приобрел в определенных кругах чрезвычайную актуальность. Тем не менее, вынося эту тему на отдельное обсуждение, необходимо сказать, что в 1950‐х и 1960‐х гг. многие астрономы решительно возражали против идеи об очень большой важности темной материи для Вселенной в целом. Например, в 1960‐х гг. астрономы, изучавшие природу скоплений галактик, разделились на две группы; представители одной группы утверждали, что галактики в скоплениях связаны друг с другом темной материей, а представители другой допускали противоположное: скопления – это относительно кратковременные образования, расширяющиеся в результате какого-либо взрыва, специфичного для каждого из них. В этом вопросе так и не было достигнуто единодушия, но, похоже, удалось прийти к консенсусу относительно медленного роста отношения масса-светимость с увеличением размеров рассматриваемой системы, и нет никаких сомнений в том, что гипотеза темной материи воцарилась надолго.

Но вернемся к форме нашей Галактики, как ее представляли два десятилетия спустя после 1930 г.: когда удалось добиться некоторого успеха в решении данной проблемы. Это рассматривалось как следствие более внимательного изучения спиральных галактик, таких как М31 и других, расположенных неподалеку. Решающие данные в этой работе представил Вальтер Бааде. Мы уже сталкивались со многими поразительными результатами, полученными Бааде, но некоторые заслуживают того, чтобы напомнить о них здесь в краткой форме. Родившись в Вестфалии (Германия), он набрался опыта в Бергедорфской обсерватории Гамбургского университета. Встреча с Шепли в 1920 г. привела его к исследованиям шаровых скоплений, для чего его телескоп был едва ли пригоден, но в 1926–1927 гг. он сумел обогатить свой опыт, посетив большие калифорнийские телескопы в качестве стипендиата фонда Рокфеллера. После возвращения в Бергедорф он близко сошелся с изготовителем телескопов Бернхардом Вольдемаром Шмидтом, эксцентричным эстонским гением, чьи лучшие идеи, по слухам, приходили к нему в состоянии предельной алкогольной интоксикации. Их дружба еще более окрепла после морского путешествия на Филиппины, куда они направились для наблюдения полного солнечного затмения, и в итоге Шмидт сконструировал новую оптическую систему, имевшую огромное значение для астрономии.

В ней применялась тонкая коррекционная пластина, которая располагалась в верхней части телескопа-рефлектора, что делало возможным получение большого относительного отверстия (большой светосилы и, соответственно, более коротких фотографических экспозиций). Шмидт любил подчеркивать, что он изготовил свой телескоп «одной левой» – в действительности, он лишился руки, будучи ребенком. В конечном счете телескопы Шмидта оказались незаменимым средством для масштабного обследования неба, что привело к доказательству существования у Галактики спиральных рукавов. Наиболее известным из телескопов его системы является, пожалуй, установленный на горе Паломар, его изображение представлено в главе 15 на ил. 212.

В 1931 г. Бааде принял приглашение стать сотрудником обсерватории Маунт-Вилсон. Во время Второй мировой войны он использовал 100-дюймовый телескоп для исследования М31 и ее спутников – галактик М32 и NGC 205. Как мы покажем далее, эти исследования привели его к открытию: различные части галактик являются местом обитания звезд определенных «населений». Но с ретроспективной точки зрения можно сказать, что это открытие было отчасти предугадано Шепли и другими специалистами, настаивавшими на отличии звезд в рассеянных скоплениях от звезд в шаровых скоплениях. О существовании этих различий можно было заключить по несовпадению расположения звезд различных классов на диаграмме ГР, но уровень доверия к данным, характеризующим светимость звезд в шаровых скоплениях, был невелик, если принять во внимание огромные расстояния до них. В середине 1930‐х гг. Шепли обратился за помощью к Сесилии Пейн-Гапошкиной и другим специалистам, но вопрос оставался в целом не решенным до тех пор, пока Бааде не воспользовался тем обстоятельством, что небо над Лос-Анджелесом было затемнено из‐за военного времени. (Ему также удавалось блокировать естественное излучение атмосферы с помощью узкополосных красных фильтров.) Это позволило ему сфотографировать отдельные звезды во внутренних областях М31. Проще говоря, он открыл, что самые яркие звезды в этом месте оказались не голубыми, как в спиральных рукавах, а красными. Звезды в газовом и насыщенном пылью диске представлялись на диаграмме ГР так, как если бы они являлись звездами рассеянных скоплений, в то время как звезды галактического ядра были больше похожи на звезды шаровых скоплений. В статье, анонсировавшей открытие, этим типам звезд Бааде присвоил название звезд I и II типов соответственно. Строго говоря, догадка о существовании указанных типов высказывалась еще до открытий Шепли (хотя и без какого бы то ни было анализа их внутренних характеристик) в идее Каптейна о существовании в нашей Галактике двух «звездных потоков» – тех самых типов, которые, в свою очередь, стали предметом исследований Оорта. По Бааде, к типу I относились звезды классов O и B – голубые, с высокой светимостью, в то время как самыми яркими звездами II типа оказались красные звезды, обнаруживаемые и в шаровых скоплениях. Бааде, насколько это было возможно, не проявлял симпатий ни к одной из партий, участвовавших в то время в дебатах по поводу звездной эволюции, и не высказывал никакого сочувствия моделям, конкурировавшим с описанной выше, хотя и понимал, что выявленные им населения каким-то образом меняют обстоятельства дискуссии. Как стало ясно со временем, идентифицированное им различие – это различие между молодыми и старыми звездами.

Позднее населениям Бааде было найдено важное применение в галактической астрономии. В июне 1950 г., по случаю открытия телескопа Шмидта в Мичигане, Бааде выразил уверенность, что наша Галактика – это спиральная галактика, относящаяся к типу Sb (по классификации Хаббла), поскольку ее ядро похоже на ядро галактики М31, также относящейся к этому типу. Звезды I типа могут служить маркерами спиралей, и, если известны расстояния до них, нам останется только расположить их в трех измерениях, для чего нужно знать их абсолютные звездные величины. Уильям У. Морган из Йеркса и Джейсон Дж. Нассау из обсерватории Уорнер и Суэйзи занимались в то время изучением именно этой проблемы и спустя короткое время объявили о том, что, судя по 49 оценкам расстояний более чем 900 исследованных ими звезд указанных типов, наше Солнце находится на внешней границе спирального рукава Галактики. Кроме того, появился еще один ключ к решению этой задачи, поскольку к тому времени уже было известно, что звезды классов O и B каким-то образом связаны с обширными областями ионизированного водорода (H II). К концу 1951 г. Морган и Нассау, а также Стюарт Шарплесс и Дональд Остерброк использовали облака H II в качестве ориентира для вычерчивания двух спиральных рукавов, один из которых проходил через Солнце, а второй – по противоположную сторону от галактического центра. Вычерчивание второго рукава стало замечательным достижением. Как бы то ни было, проблема, в течение столь долгого времени осаждаемая с помощью технических приемов, связанных с подсчетом звезд, наконец-то сдалась благодаря применению совсем других методик.

И как раз вовремя. В том же самом 1951 г. году удалось обнаружить радиоизлучение нейтрального водорода, и очень скоро оно стало дополнительным подтверждением данных, полученных путем наблюдения видимого излучения ионизированного водорода. Это открытие было совершено почти независимо друг от друга в трех странах – Соединенных Штатах, Нидерландах и Австралии. Вся Галактика тотчас же стала доступной для наблюдения. Оорт, Бок и их многочисленные коллеги и студенты без промедления взялись за изучение строения Галактики, наполненной этими радиоисточниками, и буквально в течение одного года удалось устранить все сомнения по поводу спиральной структуры Галактики. К этому времени Оорт уже длительное время работал в Лейденском университете, и, конечно же, ему требовалась дополнительная информация об участках Млечного Пути, видимых только на небе Южного полушария. Как известно, одни из наиболее ранних радиоисследований были проведены астрономами Сиднея (Австралия).

Происхождение спиральной структуры Галактики не имело удовлетворительного объяснения вплоть до 1960‐х гг., когда Линь и Шу разработали теорию волн плотности. Одно из огромных преимуществ радиоизмерений состояло в том, что интенсивность излучения нейтрального газа служила мерой концентрации газа, а значит и гравитационного поля. К сожалению, во всем этом недоставало важных отсутствующих ингредиентов, а именно – молекул, пыли и газа, которые служат исходным материалом для формирования звезд. Радиоизлучение этого межзвездного вещества было зарегистрировано лишь спустя десятилетия.

Начиная с 1970‐х гг. стало возможно более подробно изучать вращение галактик, в частности с помощью радиоизлучения (на волне 21 сантиметр) нейтрального водорода, идущего от относительно близких галактик. В 1970 г., использовав данные о вращении двух галактик-спутников NGC 300 и М33, К. К. Фриман вывел из измерения их вращений, что они должны содержать большое количество темной материи, масса которой должна равняться по меньшей мере массе нашей Галактики, и что ее распределение должно сильно отличаться от распределения видимого вещества в этих галактиках. Измерения были проведены с помощью одиночной параболической антенны. Когда стали доступны данные, полученные с помощью многоантенных радиоинтерферометров апертурного синтеза (сначала в долине Оуэнс, но особенно в Вестерборке, недалеко от Гронингена, в Нидерландах), выяснилось, что общая масса галактик примерно пропорциональна их радиусам. Этот результат оказался не тем, который можно было ожидать от простых сферических или эллиптических моделей, в том числе и нашей Галактики. Из особенностей наблюденного вращения были получены невидимые массивные гало. Ожидалось, что наиболее удаленные от центра газовые облака, обнаруженные по их характерному излучению, должны двигаться гораздо медленнее, находясь на расстоянии оптически видимых границ галактик. Тот факт, что их наблюдаемые скорости лишь ненамного отличались от скоростей внутренних газовых облаков, явился явным подтверждением существования массивного невидимого гало. По всей видимости, более совершенное научное знание характера вращения других галактик стало самым надежным способом количественной оценки находящейся в них темной материи; и существенные технические усовершенствования таких радиотелескопов, как Вестерборкский, произведенные в начале 1980‐х гг., значительно содействовали этому направлению исследований.

Темная материя проявляет себя не только в ближайшем галактическом окружении. Еще в 1930‐х гг., задолго до того как были сделаны упомянутые здесь радионаблюдения, Фритц Цвикки обратил внимание на большие беспорядочные движения галактик в скоплениях, и единственным возможным объяснением того, почему эти скопления до сих пор не распались, является действие каких-то неизвестных гравитационных сил. В 1990‐х гг., с началом работы космического телескопа «Хаббл», стало возможно регистрировать эффекты, вызываемые общей массой скоплений галактик, наблюдая искривление проходящих через них световых лучей. Удалось открыть искаженные изображения гораздо более далеких галактик, видимых сквозь скопления, – как будто они оптически деформированы и увеличены. Скопления вместе с их темной материей, как выяснилось, действуют аналогично гигантским линзам, преломляя свет воздействием своей гравитации; это предсказала общая теория относительности Эйнштейна. Данное открытие указало на новые способы обнаружения темной материи во Вселенной, что, по мнению многих специалистов, станет наиболее важной проблемой астрономии XXI в. (См. подробнее об этом в главе 20.)

Одной из линий защиты Ван Маанена, когда он получил, как ему казалось, доказательство относительной близости туманностей, была демонстрация хорошей сочетаемости его идеи с теорией формирования и эволюции туманностей. В этом он следовал примеру, поданному Джеймсом Джинсом в важном исследовании, опубликованном в 1919 г.: «Проблемы космогонии и звездной динамики». Джинс оставил преподавание в университете в 1912 г. по причине плохого здоровья, но продолжал вносить существенный вклад в теоретическую механику и физику вплоть до конца 1920‐х гг.; начиная с этого времени и до самой своей смерти он писал для широкой аудитории, получая хвалебные отзывы и всеобщее одобрение. В монографии 1919 г. Джинс объяснил, каким образом сферическая газовая масса будет сжиматься под действием гравитации и сплющиваться в результате вращения до тех пор, пока не потеряет устойчивость. Затем со своих краев она сбросит вытянутые волокна вещества, из которых в итоге образуются спиральные рукава. Один из главных вопросов звучал так: какие движения преобладают в спиральных туманностях? Вращательные или (как полагал сам Джинс) направленные вовне вдоль рукавов с возникающими там уплотнениями, где рождаются гигантские звезды?

В 1921 г. Ван Маанен представил, как он полагал, доказательства второй точки зрения. Джинс был очень впечатлен этим доказательством и решил поиграть с идеей изменения закона гравитации Ньютона, поскольку два варианта казались несовместимыми друг с другом. Однако его очарованность данными Ван Маанена длилась недолго, поскольку начиная с 1924 г. Хаббл стал получать новые доказательства большой удаленности спиральных туманностей, основанные на открытии в них цефеид. Как уже говорилось выше, Ван Маанен настаивал на том, что проблема вращения туманностей по-прежнему сохраняется. Как выяснилось впоследствии, инстинкты тех специалистов, кто решил эту проблему простым ее игнорированием, оказались более благоразумными.

Решающие надежные данные, опровергавшие измерения Ван Маанена и подтвержденные впоследствии, представил Хаббл. Эдвин Пауэлл Хаббл родился в 1889 г. Сын юриста из штата Миссури, он вырос в Уитоне в штате Иллинойс. Первое представление об астрономии он получил от Дж. Э. Хейла в Чикагском университете. После получения степени по математике и астрономии он провел некоторое время в Оксфорде, где, перед тем как заняться испанским языком, изучал право. Успешный спортсмен и боксер (несомненно, единственный астроном, выходивший на ринг против великого французского чемпиона Жоржа Карпантье), он, наконец, вернулся в Америку, где перед тем, как стать практикующим юристом в Кентукки, работал преподавателем высшей школы в Индиане. Он оставался там до 1914 г., пока не стал сотрудником Йерксской обсерватории своего родного университета. В 1917 г. Хаббл завершил свою докторскую диссертацию, посвященную фотографированию и классификации туманностей, и вскоре после этого Хейл предложил ему должность в обсерватории Маунт-Вилсон. Эта первая попытка, в которой был произведен существенный пересмотр классификации Макса Вольфа, не оставила глубокого следа в истории, к тому же в то время рассматривалось несколько ее альтернативных вариантов. Хаббл вернулся к этой проблеме позже, но удержался от искушения уделить слишком много внимания теории эволюции туманностей Джинса. В этом была какая-то ирония, если принять во внимание тот факт, что его более позднюю схему в 1925 г. отверг Международный астрономический союз. Основание: в ней использовались термины, наводящие на мысли о физической эволюции. Вряд ли стоит сомневаться в справедливости этого заключения, поскольку позже сам Джинс указывал на почти полное согласие схемы с его собственными идеями.

Лундмарк полагал, что это плагиат его схемы, и между спорящими сторонами возникли горячие дискуссии. Причина схожести оказалась довольно простой – несомненно, идеи Джинса (а также некоторые идеи более ранних авторов) бродили в голове и того и другого. Как бы то ни было, более поздняя версия классификации туманностей Хаббла, разработанная им в 1923 г., стала основой для схемы, получившей широкое распространение и использующейся по сей день. Он провел различие между правильными (с явственно различимым ядром) и неправильными туманностями (относительно редко встречающимися, без выраженного ядра) и разделил правильные туманности на нормальные спиральные, спиральные с перемычкой и эллиптические, снабдив каждый класс подклассами, которые, как казалось, выстраивались в эволюционную цепочку. На ил. 229 воспроизведена схема, опубликованная Хабблом в его книге «Царство туманностей» (1936).

229

Эволюция туманностей или, скорее, «последовательность типов туманностей», по Эдвину Хабблу (1936). Переход через стадию S0, как он отмечал, является гипотетическим, и не удалось выявить ни одной туманности, которая могла бы занять место между типами E7 и Sa.

Когда в 1917 г. Соединенные Штаты, наконец, вступили в Первую мировую войну, Хаббл записался добровольцем в пехотные войска и не имел возможности бывать в обсерватории Маунт-Вилсон в течение следующих двух лет. Затем, приступив к работе с 60-дюймовым телескопом, он сразу же начал находить множество новых объектов. Ученый обратил внимание на освещение диффузных туманностей (теперь мы знаем, что они находятся в пределах нашей Галактики) расположенными неподалеку от них голубыми звездами с высокой температурой поверхности. (Вспомним об аналогичном примере Гершеля, наблюдавшего туманность, освещенную близко расположенной звездой.) Хаббл подвел под это явление теоретическую основу, но свою репутацию он заработал совершенно другим путем. В 1923 г., используя уже 100-дюймовый телескоп, он сумел разрешить на звезды внешние области спиральных туманностей М31 и М33, и оказалось, что 34 из всех наблюденных звезд изменяют свой блеск подобно цефеидам. Наконец, стало очевидным: туманность М31 лежит далеко за пределами Галактики. К концу 1924 г. Хаблл сумел определить расстояние до нее, оказавшееся равным 283 килопарсекам, что в десять раз превышало расстояния, считавшиеся в то время диаметром Галактики.

Во второй половине 1920‐х гг. Хаббл оценил расстояние до других туманностей и попытался расширить арсенал методов определения расстояний, то есть найти еще что-то кроме цефеид, которые наблюдались только на расстояниях, не превышающих 4000 килопарсеков. Как вариант он предложил критерий «самых ярких звезд» в спиральных туманностях позднего типа – ярких объектов, которые светят примерно в 50 000 раз сильнее, чем Солнце. То, чем являлись эти объекты, не имело большого значения. (В 1958 г. Аллан Рекс Сэндидж из обсерваторий Маунт-Вилсон и Паломар показал, что это горячие звезды, окруженные облаками ионизированного водорода.) Посредством осреднения свойств этих ярких объектов, различимых в галактиках большого скопления Девы, которые должны были находиться на не сильно отличающихся друг от друга расстояниях, Хаббл получил результаты, пригодные для еще более далеких галактик. Действуя таким образом, он собрал уникальный массив данных по расстояниям до галактик. К 1929 г. он располагал расстояниями до восемнадцати галактик и четырех членов скопления Девы.

Таким образом, Хаббл обзавелся, как оказалось, одним из ключевых результатов для проверки вопроса, теоретически поставленного уже более десяти лет до того. Вопрос, о котором идет речь, – выбор между тем или иным типом космологии, довольно неожиданно выведенной из общей теории относительности Эйнштейна. Благодаря кропотливой работе по определению расстояний до галактик и их сопоставлению с красными смещениями галактик, он смог сформулировать закон расширения Вселенной, обычно ассоциирующийся сегодня с его именем. Этот закон будет одним из предметов рассмотрения в следующей главе.

Теории строения и эволюции звезд XX в. обязаны XIX в. достижениями, которые опирались главным образом на звездную спектроскопию. Как мы видели, первые два десятилетия нового века оказались свидетелями разработки особенно ценных инструментов для изучения строения звезд и галактик в виде диаграммы ГР и зависимости масса-светимость. Как объяснялось ранее, диаграмму ГР представляли в разных обличьях, не только как график, связывающий спектральный класс и абсолютную (визуальную) звездную величину. Спектральный класс обычно замещался числовым показателем цвета или эффективной температурой – связь между ними вытекала из теоретической физики. Спектральные классы определялись главным образом по наличию или отсутствию специфических спектральных линий. Важный физический вклад состоял в следующем: эти линии, как правило, были гораздо лучшим индикатором различий эффективных температур, чем химического состава. (Например, в самых горячих звездах водород почти полностью ионизирован, поэтому его линии поглощения слабы либо вовсе отсутствуют. Тем не менее водород все же входит в состав и этих звезд.) Другая трудность состояла в том, что две звезды (хорошим примером в данном случае являются Ригель [β Ориона] и Регул [α Льва]) могли принадлежать одному и тому же спектральному классу, но при этом различаться по ширине своих линий. Это различие, как выяснилось, являлось отражением разницы их светимостей, а следовательно, и их размеров; поэтому ширина линий вскоре стала рассматриваться как важный параметр.

Сначала астрономы скептически отнеслись к значительному разбросу размеров звезд и их светимостей, который следовал из этих новых интерпретаций, но в конечном счете большинство скептиков удалось переубедить. Вскоре метод спектроскопического определения параллаксов, разработанный Уолтером Адамсом (см. выше на с. 756), позволил накопить большое количество данных о существования звезд, воплощающих две эти крайности, – гигантов и карликов. Эддингтон отчаянно призывал к получению большего количества информации посредством прямого измерения звездных диаметров. И здесь астрономы столкнулись с практической проблемой огромной сложности. Каким образом можно измерить диаметры звезд?

Попытки установить угловые размеры звездных дисков неоднократно предпринимались и ранее. Например, Тихо Браге оценивал их как две минуты дуги для звезд первой величины и четверть минуты для звезд пятой величины – предельно слабых, но еще различимых для большинства обычных людей. («Величина» звезд, как в то время полагали, может быть измерена по их угловому размеру, от которого, предположительно, должен был зависеть их блеск.) Телескоп Галилея продемонстрировал: эти размеры оказались сильно преувеличенными, и (игнорируя ложные, явно фиктивные диски) звезды продолжают казаться точками. Тем не менее он попробовал измерить угловой размер яркой звезды Веги, использовав тонкую шелковую нить известной толщины и попытавшись определить угловое расстояние, на котором звезда будет хотя бы отчасти затмеваться ею. Сегодня мы знаем, что полученное им значение 5 секунд дуги было завышено более чем в тысячу раз. Ньютон использовал совершенно другой подход. Задавшись вопросом, на каком расстоянии должно находиться Солнце, чтобы его видимый блеск сравнялся с блеском звезды первой величины, и предположив, что все звезды обладают приблизительно одними и теми же (известными) физическими размерами, он оценил эту величину примерно в две тысячные доли секунды дуги; это оказалось весьма близко к истине. Однако такой подход нельзя считать прямым измерением отдельно взятой звезды. Первое надежное измерение удалось сделать в XIX в. с использованием интерферометрии, на основании предложений, сделанных в 1868 г. физиком Арманом Ипполитом Луи Физо. Идея заключалась в том, чтобы воспроизвести классический эксперимент Томаса Юнга с двухщелевой интерференцией, в котором световые лучи от источника проходят сначала через одну щель, а потом через две другие и интерферируют на экране. Двигаясь по немного различающимся траекториям, световые волны будут усиливаться в точках, где они совпадают по фазе, образуя на экране яркое изображение, а точки, где они будут в противофазе, останутся темными, и, конечно, в промежуточных точках будет получаться результат, представляющий нечто среднее между этими двумя крайностями. В астрономическом случае предполагалось заменить двойную щель двумя входными отверстиями, расположенными перед телескопом.

Первую попытку сделать что-либо подобное предпринял в 1873 г. сотрудник Марсельской обсерватории Эдуард Жан Мари Стефан. Он полностью закрыл объектив своего телескопа (80-сантиметрового рефлектора), оставив только два небольших отверстия в диаметрально противоположных точках зеркала. Они играли роль двух щелей Юнга. Однако ничего, что могло бы стать аналогом первой щели в астрономии, придумать не удалось. Цель установки Юнга – обеспечение узкого и когерентного одиночного источника света с расположенным позади него истинным источником. Если бы звезда не занимала значительной площади, она могла бы играть роль лампы или первой щели Юнга, но более точный анализ должен принимать во внимание интерференционную картину, создаваемую всеми частями звезды. Иными словами, окончательный вид интерференционной картины, какой она будет видна в фокальной плоскости телескопа, обусловливается суперпозицией двух отдельных групп дифракционных полос – по одной от каждого входного отверстия телескопа. (Мы называем их группами, поскольку они исходят от всех частей звезды.) Можно доказать, что наложение полос исчезнет, когда расстояние между двумя входными отверстиями достигнет какого-либо определенного значения, обратно пропорционального угловым размерам диска, и что это без труда выводится из геометрии самого эксперимента.

230

Устройство интерферометра Майкельсона 1920 г. Эффективное входное отверстие обозначено буквой a.

Стефан исследовал описанным способом несколько ярких звезд и обнаружил, что ни в одном из случаев не получается добиться исчезновения полос. Вне зависимости от корректности проведенного эксперимента, это был нетривиальный результат, поскольку он устанавливал верхний предел угловых диаметров, который, по его выкладкам, должен быть менее 0,158″. На этом решение данной задачи остановилось до 1891 г., когда польско-американский астроном А. А. Майкельсон применил указанный метод к спутникам Юпитера. Однако он понимал, что используемый инструмент не годится для работы с гораздо меньшими дисками звезд, если не соединить его с одним из самых больших телескопов, и что даже в этом случае ему потребуется увеличить расстояние между аналогами «щелей Юнга». Это удалось сделать с помощью своего рода двойного перископа (ил. 230), и, после некоторых поспешных приготовлений, для решения этой задачи использовали 100-дюймовый рефлектор обсерватории Маунт-Вилсон (расстояние между небольшими внешними зеркалами установки составляло двадцать футов). Наконец, в декабре 1920 г. Ф. Г. Пиз и Дж. А. Андерсон выполнили успешное измерение углового диаметра Бетельгейзе (α Ориона). Сопоставив полученный результат 0,047″ (близкий к значению 0,051″, предсказанному Эддингтоном) с предполагаемым расстоянием до звезды, они пришли к поразительному выводу, что звезда превышает по размерам орбиту Земли вокруг Солнца. (На самом деле, она почти в четыре раза больше, и ее диаметр превышает диаметр Солнца примерно в 800 раз.) С точки зрения получения требуемых доказательств выбор Бетельгейзе сильно сыграл на руку, поскольку этот красный сверхгигант по-прежнему считается одной из самых больших из всех известных звезд.

Следует отметить, что, несмотря на повторение первоначального успеха в отношении горстки других звезд-гигантов, указанный метод оказался непригодным для звезд главной последовательности из‐за атмосферной турбулентности и практических сложностей, возникающих при создании конфигураций с широко расставленными зеркалами. Некоторые результаты были получены с помощью затменно-двойных звезд, но интерес к этому предмету возродился в полной мере лишь в 1952 г., после изобретения Робертом Хэнбери Брауном и Ричардом К. Твиссом нового типа интерферометрии. Первоначально их метод «интерферометрии интенсивности» применили в диапазоне радиочастот, но к 1956 г. он был адаптирован и успешно протестирован ими и для видимого света. Они использовали разнообразное оборудование, закупленное по невысокой цене (например, их рефлекторы представляли собой старые армейские прожекторы с зеркалами диаметром 156 сантиметров, но посеребренные с обратной стороны), но при этом метод давал хорошее разрешение и позволял в значительной степени преодолеть проблему атмосферного мерцания, которое служило серьезным препятствием для установок Стефана – Майкельсона. Первое измерение Сириуса было проведено в обсерватории Джодрелл-Бэнк. Тамошние условия оказались далеки от идеальных (у них оказалось только восемнадцать часов спокойного ночного неба за пять месяцев), и в итоге группа решила искать другое место, более пригодное для наблюдений. Остановившись в Наррабри (Новый Южный Уэльс, Австралия), они собрали там два 6,5‐метровых рефлектора, каждый из которых был составлен из сотен небольших зеркал. Телескопы, установленные на тележках, двигались по кольцевому пути радиусом 94 метра, и расстояние между ними могло варьироваться от десяти метров до величины почти в двадцать раз большей. В 1965–1974 гг. с помощью этого оборудования удалось измерить угловые размеры нескольких сотен ярких звезд главной последовательности. Однако важность выполненных измерений заключалась не в их количестве, а в достигнутом максимальном разрешении. Первая попытка измерения Сириуса позволила получить диаметр 0,0068″ с впечатляющей вероятной ошибкой ±0,0005″. Вскоре метод интерферометрии интенсивности успешно применили во многих других центрах, и в течение следующих двух десятилетий звездные диски регулярно измерялись с точностью до тысячной доли секунды в диапазоне радиочастот, с использованием базы, размер которой почти равнялся размерам Земли.

Интерферометр интенсивности не требовал получения изображения высокого качества (поэтому и использовались зеркала старых прожекторов), но по сравнению с классическим оборудованием у него было очень плохое соотношение сигнал/шум, и в итоге Твисс решил доработать его в Национальной физической лаборатории в Теддингтоне (Великобритания). Позже он переехал на аванпост Королевской Эдинбургской обсерватории в Монте-Порцио-Катоне к югу от Рима. Затем Джон Дэвис и Хэнбери Браун, отчасти по причине финансовых затрат, также обратили внимание на более старое оборудование, после чего были разработаны другие интерферометрические приемы, например спекл-интерферометрия, изобретенная Антуаном Лабейри. (В данном случае предпринята попытка воссоздания телескопического изображения объекта в том виде, каким он был до искажающего воздействия атмосферы. Те же технические приемы используются в микроскопии.)

Эддингтон работал над теорией внутреннего строения звезд, в рамках которой физические размеры (а не только масса) были важным параметром. Данные Майкельсона, не охватывавшие всего предполагаемого многообразия звездных размеров, по меньшей мере доказали существование гигантских звезд и тем самым убедили тех, кто работал над проблемами строения звезд, что они находятся на верном пути. Каков же в таком случае механизм переноса тепла изнутри столь сильно различающихся по объему звезд на их поверхность? Почти все теории XIX в. предполагали, что это происходит за счет конвективных потоков, поскольку видимые признаки грануляции солнечной фотосферы говорили в пользу существования конвективных ячеек, как это наблюдается в кипящей жидкости. Только два голоса, вопиющих в пустыне, заявили о преобладающей роли излучения, проходящего сквозь солнечную атмосферу, и о минимальном участии конвекции – это были голоса Иоганна Вильзинга из Потсдама (1891) и Ральфа Аллена Сэмпсона из Дарема (1894). Тогда их жестоко раскритиковали, но спустя десять лет Артур Шустер и Карл Шварцшильд независимо друг от друга помогли склонить чашу весов в пользу идеи о лучистом переносе внутренней солнечной энергии. Мы уже кое-что рассказывали о достижениях Шварцшильда. Они тесно связаны с его термодинамическими исследованиями, основываясь на которых Эддингтон начал выстраивать свою теорию лучистого равновесия.

В начале 1920‐х гг. Эддингтон и большинство тех, кто серьезно занимался изучением строения звезд, в целом разделяли идеи Рассела. Как мы показали ранее (с. 757), они верили в то, что первоначально звезды возникают в виде огромных, разреженных красных гигантов. Предполагалось, что затем, разогреваясь в процессе сжатия, они постепенно продвигаются в сторону левой части диаграммы ГР, пока не достигнут главной последовательности. (Здесь, как и ранее, сокращение «диаграмма ГР» используется для обозначения диаграммы Герцшпрунга – Рассела или, как ее иногда называли в то время, «диаграммы Рассела звездная величина – спектральный класс». В обычной диаграмме ГР по горизонтальной оси отмечаются снижающиеся значения температур. См., например, ил. 222 на с. 757.) Предполагалось, что когда звезда доходит до главной последовательности, она достигает критической плотности, а затем начинает эволюционировать, спускаясь по главной последовательности в правую сторону. Эддингтон внес дополнение в эту теорию: поскольку гиганты являются звездами малой плотности, они должны подчиняться законам идеального газа. Давление излучения, идущее из центра звезд-гигантов, как он полагал, противодействует давлению гравитационного сжатия, и эти силы должны уравновешивать друг друга. В этом случае, говоря обобщенно, чем больше масса звезды, тем больше должна быть ее яркость. Это совсем не означало, что за излучение звезды ответственно только гравитационное сжатие, а это, как мы видели, было довольно распространенным убеждением в предыдущем столетии, хотя из него и следовало недопустимо короткое время жизни звезды – несколько десятков миллионов лет. Помимо этого, учитывалось два новых процесса выработки энергии излучения – электронно-протонная аннигиляция и превращение водорода в более тяжелые элементы. В каком-то смысле все это было нужно для механизма роста температуры и плотности с уменьшением размера и наоборот.

Теперь Эддингтон пытался применить свою теорию звезд-гигантов к карликам, таким как Солнце. Он попытался заменить законы идеального газа уравнением Ван дер Ваальса для неидеальных газов. (В 1873 г. Йоханнес Ван дер Ваальс преобразовал хорошо известные газовые законы, связывающие давление, объем и температуру, заменив их законами, в которых принимаются во внимание размеры газовых молекул и слабые силы притяжения между ними.) Эддингтон с удивлением обнаружил, что они применимы к чрезвычайно высоким температурам и плотностям в ядрах звезд, схожих с нашим Солнцем. Каков механизм, посредством которого они удерживают так много лучистой энергии? Пытаясь найти ответ, он призвал Эдуарда А. Милна, в то время молодого сотрудника Лаборатории солнечной физики в Кембридже, пересмотреть свою теорию звезд-гигантов.

Милн получил неожиданный ответ: атомы большинства элементов смогут удержать не более двух электронов. После дальнейшего уточнения теории ионизации Милна (его исходные уравнения были изменены в силу роста значимости температуры по сравнению с плотностью) Эддингтону стало очевидно, что карликовые звезды, как и гиганты, должны подчиняться уравнениям идеального газа. Зависимость масса-светимость для гигантов распространялась также и на (большинство) карликов. В 1920 г., по счастливой случайности, Пол У. Меррилл из обсерватории Маунт-Вилсон определил массы и светимости двух звезд-гигантов, и в 1924 г. Эддингтону удалось показать, что они очень хорошо вписываются в кривую масса-светимость для Солнца и тридцати семи других звезд. Атомы внутри карликов, как сейчас представляется очевидным, могут вести себя как идеальный газ, потому что они (будучи лишенными электронов) меньше, чем земные атомы. Таким образом, вещество внутри звезд может сдавливаться до невероятных пределов, и Эддингтон постулировал существование звезд с плотностями, во много раз превышающими плотность Солнца. Плотность второго компонента Сириуса, как, например, предполагалось, должна была достигать 53 000 граммов на кубический сантиметр, что прекрасно сочеталось с этими новыми идеями. Более того, в 1925 г. Уолтер Адамс из обсерватории Маунт-Вилсон измерил гравитационное красное смещение, производимое вторым компонентом Сириуса, и обнаружил, что значение его плотности достаточно близко теоретически предсказанному Эддингтоном.

К этому времени старые теории Лейна и Локьера начали повсеместно игнорироваться, а идеи Эддингтона одобрило большинство профессионального сообщества. Это не означало окончательного разрешения вопроса о том, можно ли рассматривать главную последовательность диаграммы ГР как эволюционную траекторию. Каков механизм энерговыделения внутри звезд? Если это превращение элементов, то звездные массы не должны значительно меняться, и тогда главная последовательность не будет носить эволюционного характера. Эддингтон склонялся к принятию в качестве альтернативы электронно-протонной аннигиляции с постепенным продвижением вдоль кривой по мере падения звездной массы. Рассел продолжал упорно работать над тем, чтобы сделать свою теорию превращения гигантов в карлики сопоставимой с новыми результатами Эддингтона. Было забавно наблюдать, как он, следуя стилю Эддингтона, пытался сохранить свои идеи звездной эволюции, постулировав существование двух различных форм звездной энергии – форм, свойственных «гигантам» и «карликам», внося в рассмотрение различие между этими двумя типами звезд. Джеймс Джинс поддерживал электронно-протонный процесс, но критиковал Эддингтона в вопросе о том, действительно ли температура и плотность так серьезно влияют на энерговыделение, как на этом настаивал Эддингтон. С наиболее передовой теорией белых карликов выступил Фаулер, использовав идеи, предложенные его студентом Полем Дираком. Он показал, что исключительную плотность белых карликов можно объяснить с помощью новой статистики Ферми – Дирака.

Такова была ситуация в 1926 г., когда Эддингтон подготовил книгу «Внутреннее строение звезд» – мастерское сжатое изложение своих идей о строении звезд. В ней он столкнулся с серьезными проблемами, касающимися его прогнозов относительно непрозрачности звездного вещества. Он повторно рассмотрел вопрос о механизме энерговыделения, и тем не менее остался верен электронно-протонной аннигиляции. Такие ортодоксальные представления царили вплоть до начала 1930‐х гг., и все же он был вынужден время от времени отбиваться от критики, высказываемой в его адрес двумя его давними коллегами Джинсом и Милном. Как мы видели, для него было не впервой выяснять отношения с Джинсом. Со временем к этому спору присоединились другие специалисты, включая Бенгта Стрёмгрена, Людвига Бирмана, Субраманьяна Чандрасекара и Томаса Коулинга, но высокий авторитет Эддингтона переманил на его сторону бо́льшую часть астрофизиков. Однако ему помогала не только его репутация. Вопрос о возрасте Вселенной был одним из самых сложных. Всем, кто им интересовался, казалось очевидным, что длинная шкала времени, введенная Джинсом для возраста звезд (не миллиарды, а триллионы лет), должна быть сопоставима с впоследствии установленным возрастом Вселенной. (Эта величина вытекала из скорости разбегания галактик, что будет одним из предметов рассмотрения главы 17.) Вскоре мнение экспертов склонилось на сторону промежуточного значения для возраста Вселенной, и Джинс потерял свою поддержку. Затем Эддингтон избавился от Милна, решив проблему непрозрачности способом, неизвестным этому второму его главному оппоненту. В марте 1932 г. он получил письмо от Стрёмгрена, пришедшего к похожему заключению, используя аргументы другого рода. (Стрёмгрен, которому в то время исполнилось только 24 года, был датским астрономом шведского происхождения; его отец являлся директором Обсерватории Копенгагенского университета.) Он установил, что водород преобладает не только во внешних слоях звезд, но и в их недрах, которые, как правило, считались высоко насыщенными более тяжелыми элементами. Как мы увидим далее, вопрос относительной распространенности водорода был одним из аспектов гораздо более широкой проблемы относительной распространенности химических элементов, которая заключалась не только в том, в какой пропорции они находятся друг по отношению к другу, но в том, каким образом установилась такая пропорция.

Примерно в это же время тема источников звездной энергии стала изучаться группой слабо связанных друг с другом людей. Многие из них были профессиональными физиками, о которых члены более традиционного астрономического сообщества имели лишь слабое представление. Одним из таких специалистов был Роберт д’Эскорт Аткинсон, физик валлийского происхождения, работавший до переезда в 1930 г. в Ратгерский университет (штат Нью-Джерси, США) сначала в Гринвиче, а затем в Германии. В конце 1920‐х гг. Аткинсон утверждал, что главным источником выделения энергии в звездах является преобразование элементов, главным образом синтез гелия. В 1931 г. он опубликовал исправленный расчет, дополненный разработанной им теорией звездной эволюции. Его главная мысль была навеяна идеями Джорджа Гамова и заключалась в том, что термоядерная реакция может быть запущена протон-протонными реакциями. (В этой реакции два протона объединяются в дейтерий с испусканием позитрона.)

Аткинсону не повезло с тем, что он работал в области ядерной физики, которая была на пике стремительных преобразований, явившихся результатом экспериментальных исследований на ускорителях элементарных частиц. Как мы увидим далее в этой главе, ключом к будущему был нейтрон. Еще в 1920 г. Эрнест Резерфорд из Кембриджа высказал предположение, что протоны и электроны могут объединяться для создания нейтральной частицы – «нейтрона», который может входить в состав атомного ядра. В итоге эти частицы идентифицировал в 1932 г. Джеймс Чедвик, младший коллега Резерфорда. Это стало одним из нескольких факторов, требовавших дальнейшего пересмотра работы Аткинсона, но сам Аткинсон переключился на другие научные области, и пересмотр был оставлен на усмотрение других. Например, в 1934 г. его соотечественник Томас Джордж Коулинг, бывший студент Милна, потерявший веру в его подход, пришел к выводу, что звезды, соответствующие модели Аткинсона, будут в целом стабильны, если они не слишком велики, и те, кто враждебно относится к идее термоядерных реакций как источника энергии, не могут использовать потерю стабильности в качестве контраргумента. Другие замечательные исследования этого периода были проведены несколькими исследователями из рядов подрастающего поколения, но верные последователи одной из моделей Коулинга появились только в середине 1940‐х гг. (Она предполагала наличие конвективного ядра, становящегося активным под воздействием какого-либо источника ядерной энергии и лучистой оболочки.) Не было никакого явного способа, позволившего бы выбрать между «моделью Коулинга» (как ее назвал Чандрасекар) или Эддингтона, хотя последняя в большей степени соответствовала ядерным процессам, которые в скором времени были разработаны Бете и Вайцзеккером. И только в 1952 г. удалось показать, что даже в этом случае эта модель подходит только для определенных звезд верхней части главной последовательности. (Для доказательства был необходим CNO-цикл; он будет представлен на рассмотрение чуть позже в этой главе.)

Строение Солнца и звезд представляло собой тему, в которой рассмотрение гравитационной составляющей (даже в работах Карла Шварцшильда) настоятельно требовало подключения стремительно развивавшегося научного направления физики элементарных частиц. После Первой мировой войны большинство астрофизиков, без сомнения, с большим пиететом относились к Артуру Эддингтону, но его работа содержала одно важное приложение квантовой механики, которое он не сумел оценить. Это нововведение почти целиком обязано молодому индийскому астрофизику Субраманьяну Чандрасекару, и, с учетом последующей истории, оно представляло собой важный шаг на пути к адекватной разработке концепции «черной дыры» и поиску ее вероятных представителей. На данном этапе мы можем принять эту идею в том виде, в каком уже неоднократно рассматривали ее ранее, а именно – как чрезвычайно большие массы в космическом пространстве, гравитационное притяжение которых настолько велико, что удерживает даже свет, и эти массы, будучи изолированными от остальной Вселенной, оставляют косвенные следы своего существования. Идея черных дыр не получала более или менее широкого признания вплоть до последней четверти XX в., но первый вклад в теоретическую разработку данной проблемы Чандрасекар сделал задолго до ее признания, когда ему не исполнилось еще и двадцати лет. Что касается словосочетания «черная дыра», то хотя мы давно используем его и будем пользоваться в дальнейшем в целях обеспечения преемственности, необходимо напомнить: впервые оно было применено лишь в 1968 г. Джоном Уилером из Принстона. До этого англоязычные авторы предпочитали говорить «сколлапсировавшие звезды», а русскоязычные – «застывшие звезды», последнее словосочетание наглядно представляет коллапсирующую звезду, застывающую при достижении предела Шварцшильда. Как отмечалось, различные словосочетания, которые очевидным образом ассоциировались с различными мысленными образами, оказывали влияние на отношение к реальному существованию обсуждаемых объектов даже в том, что касалось их динамических, энергонакопительных и энергоизлучающих свойств.

Чандрасекар родился в г. Лахоре (в настоящее время входит в состав Пакистана) в благоприятных условиях, поскольку его дядя Ч. В. Раман был нобелевским лауреатом по физике. В 1929 г., ко времени начала обучения в Тринити-колледже в Кембридже, он уже основательно ознакомился с книгой Эддингтона «Внутреннее строение звезд». Во время морского путешествия в Англию он бился над вопросом дальнейшей судьбы звезд, израсходовавших все запасы своей энергии. Становятся ли они мертвыми белыми карликами, плотными огарками, неспособными более излучать свет? Он понимал, что поскольку звезда сжимается, то в принципе может возникнуть ситуация, когда гравитация, направленная внутрь, уравновесится определенного вида отталкиванием, которое требует действия так называемого «принципа запрета». (Сегодня этот закон квантовой механики ассоциируется с именем австрийского физика Вольфганга Паули, сформулировавшего его в явном виде в 1925 г.) К 1930 г. Чандра (именно под этим именем был и остается известен Чандрасекар) пришел к выводу, что белые карлики, поддерживаемые только вырожденным электронным газом, не могут оставаться стабильными, если их масса превышает массу Солнца в 1,44 раза. (Она может быть немного больше, если звезда не полностью исчерпала свое ядерное горючее, но в любом случае значение этой массы, известное сегодня под названием «предел Чандрасекара», реально существует, и его всегда можно уменьшить.)

После работы Эдмунда Стоунера, соавтора открытия принципа запрета, – работы, которая была дополнена Чандрасекаром, – пришло понимание того, что если масса звезды превышает предел Чандрасекара в 1,44 солнечной массы, то начинает действовать общая теория относительности Эйнштейна. Нагрузка на внешние слои звезды оказывается настолько огромной, что она начинает коллапсировать с катастрофическими последствиями. На деле, если звезда заканчивает свой жизненный срок ядерного горения с массой, превышающей указанный предел, она должна стать либо нейтронной звездой, либо тем, что сегодня называют черной дырой, и, как будет показано далее, расчет условий перехода в черную дыру не замедлил явиться.

Наставник Чандры Эддингтон был членом совета Тринити-колледжа, когда там обучался Чандра, и хотя они, несомненно, состояли в добрых отношениях, Эддингтон не желал соглашаться с этой задумкой своего студента. По причинам, которые, казалось бы, не были ему свойственны, он отклонил ее в безапелляционной форме на собрании Королевского астрономического общества в 1935 г., где ее представил Чандра. Тот, естественно, был разочарован и на время сменил направление своей работы, а два года спустя вошел в штат Йерксской обсерватории Чикагского университета. Чандра оставался сотрудником этой обсерватории на протяжении всей своей выдающейся карьеры, в ходе которой внес существенный вклад в развитие астрофизики по многим другим направлениям. Однако Нобелевскую премию, присужденную ему в 1983 г. совместно с Уильямом А. Фаулером, он получил за самую раннюю свою работу – исследование «происхождения, эволюции и строения звезд». Спустя полстолетия его теория медленно, но верно пробила путь к признанию. Тем временем были проведены впечатляющие исследования нейтронных звезд и черных дыр, и научное сообщество в конечном счете оказалось готовым к тому, чтобы оценить роль Чандрасекара в создании важнейших инструментов исследования этих объектов.

Что касается тех профессиональных астрономов, которые серьезно размышляли над этим вопросом в начале 1930‐х гг., то вряд ли будет большой ошибкой сказать: большинство из них принимали сторону Эддингтона. Действительно, у всех, кому не нравилась эта концепция, было простое, хотя и неаргументированное решение неудобной проблемы теоретически полученных свойств звезды, превышающей предел массы Чандрасекара: выброс из нее вещества – постепенный или взрывной – мог привести к уменьшению массы до точки, где парадокса уже не существовало. Однако Чандра не был одинок в своих умозаключениях. В 1932 г. другой молодой исследователь, русский физик Лев Давидович Ландау пришел к аналогичным результатам, но более простым способом. Он показал, что у звезды есть еще одно возможное финальное состояние, еще меньшее, чем достигаемое белым карликом. Если силы отталкивания, обусловленные принципом запрета, будут порождаться не электронами, а протонами и нейтронами, то звезды могут быть еще меньше и плотнее. До появления на сцене нейтронным звездам оставалось сделать буквально один шаг.

Нейтронная звезда оказалась той сущностью, теоретическое представление о которой было получено задолго до нахождения чего-либо подобного в природе. Как мы увидим в следующей главе, это случилось только в 1960‐х гг. В 1934 г., всего лишь через два года после того как Джеймс Чедвик открыл нейтрон, Фриц Цвикки и Вальтер Бааде написали совместную работу, озаглавленную «Космические лучи от Сверхновой». Она завершалась предположением о том, что сверхновая представляет собой переход какой-либо обычной звезды в звезду, содержащую много нейтронов. Благодаря нейтронам, указали они, возможно достижение очень маленького радиуса и чрезвычайно высокой плотности и что, на деле, гравитационная энергия очень тесно упакованных ядер в холодной нейтронной звезде может стать очень большой. Вся звезда может уместиться в пределах радиуса 10 километров. (То есть в обычном наперстке окажется около девяноста миллионов тонн такого вещества.) Похоже, что эта почти случайно высказанная гипотеза прошла совершенно незамеченной, и, по всей видимости, ни Бааде, ни Цвикки не уделяли ей впоследствии никакого внимания.

Наиболее эффектным остатком сверхновой звезды является Крабовидная туманность – продукт взрыва сверхновой 1054 г. Удалось установить, что в центре этой туманности, открытой Джоном Бевисом из Оксфорда в 1731 г., находится необычная звезда. Бааде попросил своего друга Рудольфа Минковского получить ее спектр с помощью 100-дюймового телескопа, в результате чего удалось установить ее необычность в двух отношениях: у нее отсутствовали спектральные линии, и она была в десять раз горячее всех известных звезд. Почему Бааде не сопоставил эти результаты с гипотезой 1934 г., лучше всего объясняется тем фактом, что за прошедшее время он успел рассориться с Цвикки.

Нельзя сказать, что эти идеи занимали мысли многих астрономов, и Вторая мировая война, без сомнения, сыграла свою роль в промедлении с признанием наиболее выдающихся выводов Чандрасекара, но еще до начала войны в этом направлении было сделано одно крайне важное открытие. Американский физик Дж. Роберт Оппенгеймер до того, как стать сотрудником Калифорнийского технологического института и Калифорнийского университета в Беркли, обучался в Кембридже (Англия) (а Макс Борн в Гёттингене). Он возглавлял там группу, работающую над чрезвычайно широким спектром проблем в области квантовой электродинамики, ядерной физики и астрофизики, включая проблему критической массы звезд. В 1939 г. он и его сотрудник Г. М. Волков объявили о том, что звезды, превышающие предел Чандрасекара, действительно не останавливаются на стадии белого карлика, а продолжают сжиматься до тех пор, пока не превратятся в нейтронные звезды; а если их масса превышает 3,2 солнечной массы, то они становятся черными дырами (по современной терминологии). Сегодня этот новый предел обычно носит название предела Волкова – Оппенгеймера. Оппенгеймер и его группа, несомненно, продолжили бы работать в этом направлении, если бы не вмешательство войны; однако, как мы хорошо знаем, обстоятельства вынудили его уйти в Манхэттенский проект, что тоже имело взрывоопасные последствия, но уже другого сорта.

До 1960‐х гг. в решении этих проблем не удалось достигнуть никакого существенного прогресса, но затем стали сказываться последствия накопления эмпирических открытий. Были обнаружены высокоэнергетические явления, как в масштабах отдельных звезд, так и в масштабах галактик, которые, как казалось, требовали для своего объяснения черных дыр или нейтронных звезд. С помощью орбитальных телескопов удалось открыть системы двойных звезд, где одна звезда видимая, а другая, чрезвычайно компактная, невидимая в оптическом диапазоне, – выбрасывала очень мощный поток рентгеновских лучей. Согласно высказанному предположению, этот мощный поток рентгеновского излучения возникает в результате превращения в энергию вещества (например, из атмосферы звезды-компонента), падающего на массивную звезду, например нейтронную звезду или черную дыру. После того как массу невидимого компонента удалось установить, знание пределов Чандрасекара и Оппенгеймера – Волкова позволило сделать вывод о том, что это действительно может быть либо нейтронная звезда, либо черная дыра. Количество кандидатов того и другого вида, найденных в нашей Галактике, непрерывно увеличивается. Мы вернемся к этому вопросу в главе 20.

В галактических масштабах тоже обнаружились объекты (например, сейфертовские галактики и квазары), излучающие гораздо больше энергии, чем нормальные галактики во всем волновом диапазоне. В данном случае мы можем иметь дело с черными дырами порядка миллиарда солнечных масс, ежегодно поглощающими газ и пыль массой, равной многим звездным массам. Для проверки этой идеи необходимо использовать еще не испытанные технические приемы, самым многообещающим из которых является, возможно, детектор гравитационных волн. Эти волны, если верить теории, должны излучаться в процессе падения вещества на черную дыру14.

Убеждение Эддингтона, выраженное им в 1920 г., заключалось в следующем: Солнце снабжается энергией, сосредоточенной в атомных ядрах, и ее «достаточно… для поддержания выхода тепла в течение 15 миллиардов лет». К концу десятилетия сложилось общепринятое убеждение, что звезды – это газовые шары, находящиеся в лучистом равновесии, каким-то образом эволюционирующие вдоль диаграммы ГР в ходе электронно-протонной аннигиляции, превращающей их массы в энергию излучения на протяжении не десятков, а вполне вероятно что и тысяч миллиардов лет. Однако в середине 1930‐х гг. это мнение быстро поменялось. В течение десяти лет накапливались доказательства в пользу чрезвычайно высокой распространенности водорода, и это способствовало росту убежденности в том, что энергия выделяется в процессе формирования элементов. Новые данные наблюдений приходили из нескольких направлений, и астрофизики, пытавшиеся интерпретировать эти данные, в итоге открыли для себя, что они не всегда хорошо их понимают, однако ложный след в одном исследовательском направлении часто оказывается результативным в другом.

Мы уже сталкивались с множеством случаев, начиная с данных, полученных Хёггинсом, Фогелем и Корню (с. 694), когда астрономов застигала врасплох очевидно высокая распространенность водорода, о чем свидетельствовали спектры Солнца и звезд. Вскоре проблема относительной распространенности различных химических элементов вышла из-под контроля и зажила своей жизнью, но у нее были очевидные смычки с теоретическими рассуждениями о главных источниках звездной энергии, и эти теории постоянно подвергались пересмотру, чему способствовала быстрая эволюция фундаментальной физики. Однако с середины 1920‐х до середины 1940‐х гг. был долгий период, когда эти два направления исследований не объединялись, хотя могли бы это сделать на взаимовыгодной основе. Причина отсутствия такого взаимодействия отчасти заключалась в неопределенности того, насколько много информации для объяснения процессов и относительной распространенности элементов в солнечных недрах можно почерпнуть из наблюдений поверхности Солнца. Точно так же сильно упрощается проблема, которую вряд ли можно игнорировать, когда речь идет о результатах изучения Земли, являющейся частью Солнечной системы; и здесь воспроизводятся те же трудности, которые возникают у нас с Солнцем (то есть проведение различия между тем, что мы знаем о его внутренних областях и о фотосфере).

Чем доступная часть земной коры и поверхность Земли, контактирующая с космическим пространством, отличается от ее недоступного ядра? Такого рода вопросы последовательно ведут нас в направлении космогонии и формирования самой Земли. Сейчас уже почти никто не помнит: пока в 1770‐х гг. группой британских ученых под руководством Невила Маскелайна не были произведены гравиметрические измерения шотландской горы Шихоллион, многие незаурядные физики верили, что Земля полая внутри. Среди них Эдмонд Галлей, утверждавший, будто Земля содержит внутри себя три полые концентрические сферы. И все же это стало шагом вперед по сравнению с представлениями Афанасия Кирхера об огненных гигантах, обитающих в земных недрах. В Америке XIX в. существовала даже религиозная секта корешанства, основанная неким Сайрусом Тидом, согласно которому все мы живем внутри такой полой сферы и наши головы направлены к ее центру, без каких бы то ни было доказательств этого. Впрочем, более современные гипотезы полой Земли вообще не лечатся. Смеяться легко, но как доказать обратное? Наиболее важная веха на этом пути была пройдена, когда в мае 1778 г. математик Чарльз Хаттон представил результаты обширных вычислений, основанных на Шихоллионских измерениях, которые привели его к выводу, что внутри наша планета не только твердая, но и, скорее всего, состоит из металлов с плотностью в два раза превышающую среднюю плотность Земли, согласно его оценке равную 4,5 г/см³. С того времени гравитационные, метеоритные, сейсмические, магнитные и термические свидетельства пролили дополнительный свет на проблему строения Земли.

Крайне важное значение имеет состав метеоритов. Около 10 процентов из них состоят в основном из железоникелевого сплава. Другие представляют собой смесь силикатных материалов и железоникелевого сплава примерно в равных частях. Каменные метеориты во многом напоминают земные скальные породы, особенно перидотит, являющийся главным компонентом земной мантии. Около девяти десятых всех каменных метеоритов содержат округлые силикатные зерна, хондры, откуда и происходит их название – «хондриты». Некоторые из хондритов («углистые») содержат углерод, углеводородные составляющие и аминокислоты. Возраст самого знаменитого метеорита, взорвавшегося в 1969 г. над мексиканской деревней Пуэблито-де-Альенде, был определен (по содержанию радиоактивных изотопов) в 4,6 миллиарда лет, а это примерно равняется возрасту Солнечной системы или одной трети возраста всей Вселенной. Его состав, очевидно, чрезвычайно актуален для решения вопроса распространенности элементов. Мы можем обследовать метеориты непосредственно, но для более глубокого обоснования утверждений Хаттона, для понимания физических свойств вещества мантии и коры и их распределения в недрах требуется общая картина отражений и преломлений сейсмических волн, распространяющихся внутри Земли после землетрясений и взрывов, с учетом особенностей, присущих доступной части континентальной и океанической коры. В настоящее время признано: ядро состоит главным образом из железа, кремния, серы и никеля, и у него есть жидкая наружная и твердая внутренняя части. Его плотность примерно 12 или 13, при среднем значении этого показателя для всей Земли около 5,5 г/см³. Интуиция Хаттона была весьма похожа на правду, но современные доказательства железоникелевого состава ядра, хотя и выходят далеко за пределы доступного этому исследователю, по-прежнему основаны на столь же дедуктивных умозаключениях.

Понимание того, что подобные земные данные о распространенности элементов могут иметь отношение ко Вселенной в целом, достигалось медленными темпами. Когда во второй и третьей четвертях XX в. наступило осознание этого, возникла некая разновидность физической космологии, которая существовала параллельно с релятивистскими космологическими моделями и могла быть успешно в них вплетена. Ситуация сложилась таким образом, что реализация этого предприятия оказалась полезной, но не вполне корректной. В какой-то момент получило широкое распространение понятие однопараметрической «космической распространенности», однако, как мы увидим далее, в конечном счете его полностью отвергли. Более половины атомов земной коры представляют собой кислород. Каким образом состав Земли может, хотя бы предположительно, быть сходным с составом Солнца, особенно если Солнце, судя по всему, состоит в основном из водорода? Что общего Солнце может иметь с метеоритами, которые сами являются членами Солнечной системы, но с очевидно завышенным содержанием железа? Если обратиться к звездам, то их спектры зачастую создают еще более удручающее впечатление. Однако со временем, с учетом соответствующих вторичных процессов, таких как потеря метеоритами летучих материалов при их входе в нашу атмосферу, отношения распространенности элементов стали представляться схожими, причем неожиданно во многих отношениях. Например, если рассмотреть с учетом упомянутых поправок относительные пропорции тяжелых элементов во многих метеоритах и земных скальных породах, то они окажутся очень схожими с соответствующими солнечными пропорциями. Межзвездный газ, планетарные туманности и многие типы звезд, как выяснилось со временем, обладают примерно тем же видом нормального распределения элементов. Оглядываясь назад, можно сказать: первое важное свидетельство того, что это может соответствовать действительности, было найдено в работах двух химиков-теоретиков – Джузеппе Оддо из Павианского университета в Италии (1914) и Уильяма Дрэпера Харкинса из Чикагского университета (1917). И тот и другой показали, что ключ к пониманию распространенности заложен не столько в химических свойствах самих элементов, сколько в свойствах их ядер. В частности, они независимым образом пришли к тому, что сегодня часто называют правилом Оддо – Харкинса – элементы с четным атомным номером (как, например, углерод) более стабильны и более распространены, чем элементы с нечетным атомным номером (как азот).

Здесь следует отметить, что исходно атомный номер соответствовал только упорядочению элементов по их химическим свойствам – упорядочению, которое находилось в согласии с атомными массами, но, по-видимому, отражало и какие-то другие свойства, не связанные с массой. В результате работ главным образом Бора и Резерфорда стало понятно, что атомный номер (Z) соответствует электрическому заряду ядра, то есть количеству протонов в нем, а это равносильно современному определению.

В это время Харкинс являлся одним из немногих американских ученых, работавших над структурой и реакциями атомных ядер. С 1915 по 1930 г. он опубликовал обширную серию важных работ по синтезу ядер из протонов, дейтерия, трития (радиоактивного изотопа водорода) и альфа-частиц. (Альфа-излучение в 1899 г. открыл Эрнест Резерфорд. В 1903 г. он показал, что оно имеет корпускулярный характер. Его природа была непонятна до открытия Чедвиком нейтрона в 1932 г., после того как Резерфорд предсказал его существование. Альфа-частицы представляют собой ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтронов. Ядро трития содержит один протон и два нейтрона.) Однако существенным образом на направление астрофизических исследований повлияла его ранняя работа о распространенности элементов. Как позднее выяснилось, Харкинс открыл возможность синтеза более тяжелых элементов из водорода, отметив важность «водородно-гелиевой схемы» в астрономии. Он воспроизвел следующий порядок элементов в звездах, составленный астрономами: «сначала небулий, водород и гелий, затем такие легкие элементы, как углерод, магний, кислород и азот, и наконец железо и другие тяжелые металлы», добавив, что «в представленной схеме учитывать небулий представляется излишним». (Как мы видели на с. 692, вопрос о существовании небулия сохранял свою актуальность в течение долгого времени, пока не был окончательно решен в 1928 г.) Харкинс рассматривал свои выводы как надежное подтверждение «теории происхождения более тяжелых атомов из более легких», к которому астрономия не может ничего добавить. В своих расчетах он получил огромное количество энергии, выделяемой при ядерном синтезе гелия из водорода, и поддерживал идею, что она и есть источник энергии звезд. Именно он ввел в употребление словосочетание «эффект упаковки» для обозначения уменьшения массы (обеспечивающей энергию) при ядерном синтезе. Однако самым важным было его доказательство (более тщательное, чем доказательство Оддо), что ядра с четным атомным номером являются менее сложными, чем ядра с нечетным атомным номером. Вскоре указанную теорию подтвердили эксперименты Резерфорда в Англии.

Придя к заключению, что элементы с четным Z более стабильны, Харкинс показал далее: те же самые элементы, по всей видимости, наиболее обильно присутствуют в звездах, метеоритах и земной коре; таким образом, он заложил основы для создания банка данных распространенности элементов. Он предостерегал от предположений, согласно которым распространенность элементов в земной коре и солнечной газовой оболочке совпадает с составом этих тел в целом, хотя это предостережение часто игнорировалось. Он во многом пролил свет на историю Солнечной системы, настаивая на том, что состав метеоритов является более качественным руководством по эволюции Земли, чем крайне ограниченная часть доступных нам земных веществ. Произведя химический анализ 318 железных и 125 каменных метеоритов, он пришел к выводу, что в первую семерку элементов по степени распространенности (в порядке убывания) входят: Fe, O, Ni, Si, Mg, S и Ca (используя обычные символы для обозначения элементов). Это служило подтверждением теоретически полученного «правила Оддо – Харкинса», поскольку элементы данной последовательности были с четным атомным номером – все семь элементов, из которых, по его определению, метеоритное вещество состояло не менее чем на 98,6 процента. Это нельзя назвать в точности отношением космической распространенности, но в целом решение вопроса двигалось именно в этом направлении.

Более узнаваемый с точки зрения астрофизики вклад был внесен в этот период Сесилией Пейн, которую часто считали пионером-одиночкой, обладавшей счастливой возможностью проводить свои исследования в двух солидных научных центрах, рука об руку с ведущими учеными своего времени. Будучи студенткой Кембриджского университета в Англии, она слушала лекции Дж. Дж. Томсона, Эрнеста Резерфорда (вновь вернувшегося в этот университет в 1919 г. после периода работы в Монреале и Манчестере и находящегося тогда на пике своей славы) и других сотрудников Кавендишской лаборатории, включая Нильса Бора. Однако решение выбрать карьеру астронома пришло к ней, когда она слушала лекцию Эддингтона о знаменитой экспедиции по наблюдению солнечного затмения 1919 г., организованной для проверки общей теории относительности Эйнштейна. Результатом случайной встречи с Харлоу Шепли, который впоследствии был назначении директором обсерватории Гарвардского колледжа, стал ее переезд в 1922 г. в другой Кембридж, и Шепли уговорил ее написать докторскую диссертацию, хотя в то время там еще не существовало докторантской программы по астрономии. Ее замечательная диссертация по звездным атмосферам (1925) немыслима без гарвардской коллекции звездных спектров, однако не менее важна была ее осведомленность о новых достижениях в области физики. В частности, она использовала так называемое ионизационное уравнение Саха и уже хорошо известную работу Людвига Больцмана.

Уравнение Саха, объединяющее идеи квантовой и статистической механики, вывел молодой индийский физик Мегнад Саха в 1920 г. Это было время стремительных изменений в понимании физиками строения атома. В 1911 г. Эрнест Резерфорд показал, что большая часть массы атома и весь его положительный заряд приходятся на ядро, находящееся в его центре, а электроны располагаются во внешних частях (электрон открыли еще в 1897 г.). Однако наиболее весомый прогресс был достигнут благодаря Нильсу Бору, работавшему в Манчестере вместе с Резерфордом. Бор заметил, что любой атом может обладать только дискретным набором стабильных или стационарных состояний, каждое из которых характеризуется определенным энергетическим уровнем. Разработанная им модель атома (он опубликовал ее в 1913 г. после возвращения в Данию) позволила ему очень точно рассчитать серии линий, наблюдаемых в спектре света, излучаемого атомарным водородом. Основополагающая идея его теории заключалась в том, что атом испускает излучение не тогда, когда он находится в одном из своих стабильных состояний, а когда совершает переход из одного стабильного состояния в другое, таким образом, атом может поглощать или испускать излучение не непрерывным спектром, а только ограниченным квантовым переходом. Эта идея служила серьезным раздражителем для обычных представлений, согласно которым частота излучения, испускаемого атомом, определяется частотой движения электрона внутри него. Саха сумел извлечь пользу из идей Бора и других работ, основанных на его выводах. Он обучался в Калькутте, но посещал Альфреда Фаулера в Имперском колледже Лондона (в 1919 г.) и институт Германа Нернста в Берлине; он написал фундаментальную статью по ионизации солнечной хромосферы.

Уравнение, лежащее в основе этой статьи, связывает степень ионизации атома с температурой и давлением. (Говоря более общим языком, оно позволяет получить степень ионизации плазмы, включающей в себя электронный газ, смешанный с газом ионизированных и нейтральных атомов как функцию температуры, давления и энергии ионизации атомов.) Таким образом, интенсивность спектральных линий, зависящая от уровня ионизации, может служить показателем давления и температуры. Через некоторое время Саха использовал свои уравнения, чтобы привести спектральные классы в соответствие с температурами, и его уравнение послужило отправной точкой для работы Эдуарда Милна и Ральфа Фаулера – кембриджских физиков и, по стечению обстоятельств, зятьев Резерфорда. Милн и Фаулер показали, что число атомов (или ионов), порождающих спектральную линию, может быть оценено по интенсивности линии, если известны температура и плотность звездной атмосферы. После чего Сесилия Пейн нашла хорошее применение этому следствию из уравнения Саха.

Не так просто было принять идею, что значительные различия в звездных линиях поглощения являются следствием различных уровней их ионизации, а значит и температур. Она приняла еще одно допущение, согласно которому число атомов, необходимое для того, чтобы сделать спектральную линию просто видимой, является одинаковым для всех линий всех элементов. Эддингтон в своей книге «Внутреннее строение звезд» (1926) отмечал, что эта гипотеза «не такая уж дикая, как может показаться на первый взгляд», и привел свои основания, прежде чем изложить выводы Пейн. Согласно ее выводу, кремний, углерод и другие распространенные элементы, наблюдаемые на Солнце, обнаруживаются примерно в тех же относительных количествах как и на Земле, но что гелий и особенно водород гораздо более распространены на Солнце – по первым прикидкам, в случае водорода мы имеем превышение примерно в миллион раз. В 1920‐х гг. можно было нередко слышать оценки, согласно которым в состав Солнца входит примерно 65 процентов железа и 35 процентов водорода, хотя Рассел полагал, что водород встречается гораздо реже. Рассел, как хорошо известно, отказался принять идею Пейн, хотя в течение следующих двух десятилетий ему и другим специалистам, придерживавшимся аналогичного мнения, приходилось скрепя сердце соглашаться с ежегодно растущими оценками содержания водорода, начиная с менее 10 процентов до признанных в итоге более 70 процентов. Вполне естественно, что сама Пейн тоже была озадачена слишком высоким процентом содержания водорода, и, находясь под сильным влиянием Рассела, она решила, будто интенсивность водородных линий должна быть признаком не его распространенности, а каких-то необъяснимых аномалий в поведении этого элемента. Однако к 1928 г. Альбрехт Унзольд показал несколькими разными способами, что ее первые предположения были верны и количество водорода на Солнце в миллион раз превосходит распространенность любого другого элемента. Год спустя это подтвердил Уильям Маккри.

В каком-то смысле карьера Пейн закончилась после изменений, введенных в обсерватории Гарвардского колледжа Пикерингом, о котором было известно, что он не давал женщинам развернуться слишком широко, но начиная с докторской степени Пейн (первой степени по астрономии, полученной в Гарварде) женщины получили наглядный пример отсутствия пределов возможностей. Сам Гарвард реагировал не так быстро: звание профессора ей присвоили только в 1956 г., хотя даже тогда она оказалась только второй женщиной, приобретшей такой титул (к этому времени она была известна по имени Пейн-Гапошкина, поскольку в 1934 г. вышла замуж за астронома российского происхождения Сергея Гапошкина). Поэтому неудивительно, что сегодня ей навязывают роль женщины, притесняемой доминирующими мужчинами, в данном случае Расселом, по чьему совету она сознательно отказалась от высокой распространенности водорода, необъяснимой с точки зрения физики того времени. Те, кто трактует ее биографию подобным образом, забывают о том, чем она была обязана Расселу, который в 1914 г. (еще до Харкинса) использовал солнечный спектр, чтобы указать на «очевидное сходство состава земной коры, атмосферы звезды и метеоритов каменной разновидности» (здесь цитируются строки, опубликованные ею в работе «Солнечный спектр и земная кора»). Кроме того, как показало время, те, кто делал из нее икону, игнорируют тот факт, что она, как и другие специалисты, еще более искушенные в новой физике, имела все основания для сомнений. Например, когда в 1926 г. Эддингтон обратился к теории звездных спектров Саха, он указал, что «определение температуры слоя сформулировано весьма нечетко», и Сесилия Пейн вполне отдавала себе отчет в уязвимости этого момента. Отметив, что ее выводы неприменимы к звездам-гигантам, Эддингтон был признателен ей за температурную шкалу, полученную ей с использованием работы Саха. (Он обнаружил хорошее согласие с температурами, рассчитанными им независимым образом.) Однако комментируя некоторые детали, он дополнил их предостережением следующего характера: «Определяемая здесь распространенность зависит от способности элемента подниматься в верхнюю часть фотосферы и не может быть типичной даже для самой фотосферы. Тяжелым элементам, вероятно, будет крайне сложно проявиться».

Вспомним о предостережении, опубликованном Харкинсом. В итоге выводы, полученные Унзольдом и Маккри, убедили Рассела в том, что он ошибался, затем Бенгт Стрёмгрен (как уже упоминалось) продвинул на шаг вперед теорию внутреннего строения звезд Эддингтона, использовав гипотезу о том, что вещество внутри звезд тщательно перемешано и химически однородно. В опубликованной в 1932 г. статье он заявил, что Эддингтон был более или менее прав, и наблюдаемые светимости согласуются с идеей, согласно которой звезда на треть по массе состоит из водорода. Это не решило в полной мере острой проблемы различия между внешними и внутренними слоями в умах заинтересованных специалистов. Результаты, полученные Пейн и Расселом, как рассказывает в своей автобиографии Фред Хойл, считались верными только для распространенности элементов в атмосферах звезд, а не в их глубинах, и что именно по этой причине он, Эддингтон и многие другие астрономы продолжали верить в модель Солнца с высоким содержанием железа вплоть до периода, наступившего после Второй мировой войны.

Работы по распространенности элементов, обсуждаемые до этого периода, трактовали текущее положение дел во Вселенной, основываясь главным образом на наблюдениях, а не на теориях, пытающихся объяснить, как мир стал таким, какой он есть сегодня. В долгосрочной перспективе рассмотрение современной ситуации в категориях ядерных процессов и их продуктов велось по двум принципиально отличающимся направлениям, и хотя в принципе они могли бы дополнять друг друга, те, кто их разрабатывал, не всегда рассматривали их в этом свете. Начало первого направления обычно датируют временем, когда Джордж Гамов предложил объяснять космическую распространенность химических элементов как результат различных ядерных превращений внутри звезд – превращений, в которых принимал участие недавно открытый нейтрон. Его спешно набросанная программа не позволила ему далеко продвинуться в расчетах относительных распространенностей, и в 1942 г. он отверг эту теорию (иногда именуемую «теорией равновесия») по причинам так называемой катастрофы тяжелых элементов. На самом деле, его первая попытка подобраться к теории относительной распространенности элементов через нуклеосинтез в звездах обрела узнаваемый вид только после Второй мировой войны в рамках движения, возглавляемого Фредом Хойлом, и это будет одним из предметов рассмотрения следующей главы, как и альтернативный подход, на сторону которого теперь склоняется Гамов. Последний подход основан на гипотезе, что ключ к современной распространенности элементов следует искать в термоядерных реакциях, имевших место на очень ранней, чрезвычайно горячей и плотной стадии эволюционирующей Вселенной. Идеи Гамова мало чем отличались от других идей, выдвинутых ранее Жоржем Леметром. В обоих случаях в качестве контекста выбиралась та или иная модель Вселенной, обсуждаемая в категориях общей теории относительности. Как мы увидим далее, после Второй мировой войны к исследованию Гамова подключились такие специалисты, как Ральф Альфер, Роберт Херман и другие.

Прошло время, и две указанные исследовательские траектории сомкнулись. В определенной мере предвосхищая те открытия, которые будут совершены, когда наконец ученые более обстоятельно займутся «космологическим» подходом к проблеме распространенности элементов, скажем лишь, что с его помощью удалось весьма успешно объяснить соотношение легких элементов, в то время как звездный нуклеосинтез был более успешен в приложении к тяжелым элементам. Пока же будет достаточно привести беглый набросок комбинированного объяснения. Сегодня широко распространено мнение, что вещество, исходный состав которого был детерминирован горячей начальной фазой Вселенной – так называемым Большим взрывом, – конденсируется в галактики. Затем, как предполагается, первое поколение звезд, более массивных, чем Солнце, пережило фазу ядерных реакций, продукты которых вернулись в межзвездную среду. Считается, что последующие поколения звезд, включая Солнце и его планеты, сформировались из вещества, уже насыщенного тяжелыми элементами. Все это дополняется теориями формирования галактик и их динамики. Попытки, предпринятые в рамках последних усовершенствований указанной теории, стали достигать некоторого успеха, начиная с 1960‐х гг. До того как произошел переход в эту заключительную фазу, был затяжной период конкуренции между двумя широко проработанными теориями распространенности элементов. Одной из наиболее разительных черт этой конкуренции стал масштабный отказ от многих выводов, касающихся распространенности, завоеванных столь дорогой ценой в 1920‐х и 1930‐х гг. Положения, поначалу рассматриваемые как незыблемые, стали одно за другим обнаруживать свою полную несостоятельность.

Идеи Гамова о «ядерных реакциях и происхождении химических элементов», впервые опубликованные в мало известном журнале в штате Огайо в 1935 г., были посвящены в большей степени ядерным реакциям, а не порождаемым ими отношениям распространенности. Судя по всему, в течение нескольких лет его вдохновенный эскиз почти полностью игнорировался, и в некоторых астрофизических кругах о нем вообще ничего не знали. К тому времени Джордж Гамов был более известен в физике, чем в астрофизике, хотя в течение следующего десятилетия эта ситуация быстро поменялась. Георгий Антонович Гамов родился в 1904 г. на Украине, в то время являвшейся частью Российской империи, он учился сначала в Одесском университете, а затем – в Ленинграде, где почерпнул некоторые сведения о релятивистской космологии от Александра Фридмана (о нем мы скажем более подробно в следующей главе в связи с другим вопросом). Для физики и астрофизики Гамов был примерно тем же, чем пчела для садового цветка: из Ленинграда он отправился изучать квантовую теорию в Гёттинген, а с 1928 по 1931 г. переехал в институт Бора в Копенгагене. (Он уже продемонстрировал Бору свой талант физика, предложив в 1928 г. важную новую теорию альфа-распада ядер посредством процесса, который он назвал «туннелирование».) Во время копенгагенского антракта он приехал на какое-то время к Резерфорду в Кембридж, где тот продолжал изучать атомные ядра, одновременно работая в области физики звезд (и распространенности элементов) с Робертом Аткинсоном и польским сотрудником Аткинсона Фрицем Хоутермансом. В итоге, как и многие европейцы его поколения, он обосновался в Америке.

Ценность Гамова была очевидна для тех специалистов из Соединенных Штатов, которые располагали средствами его спасения от все более репрессивного, если не сказать опасного существования в Советском Союзе. Ко времени участия в Сольвеевском конгрессе в Брюсселе в 1933 г. он уже опубликовал (в Оксфорде) хорошо встреченную в прессе монографию по атомной физике. Использовав эту возможность, Гамов вместе с женой покинули родину, и в 1934 г. он получил должность в Университете Джорджа Вашингтона, где провел следующие двадцать лет. Гамов выдвинул условие, чтобы беженец венгерского происхождения Эдуард Теллер, работавший тогда в Биркбекском колледже в Лондоне, был устроен на работу вместе с ним. Он познакомился с Теллером во время своего пребывания у Бора в Копенгагене, и, как оказалось впоследствии, это знакомство оказалось очень полезным для него. Гамов, несомненно, выполнил свое раннее обещание. В 1938 г. он интерпретировал диаграмму ГР звездной эволюции и отношение масса-светимость теории звезд в категориях ядерных реакций. Он организовал конференцию по этой теме, одним из результатов которой стало, в частности, открытие Хансом Альбрехтом Бете CNO-цикла (в том же году, но чуть позже, это открытие независимо совершил Вайцзеккер) – ключевого для понимания механизма выработки энергии в массивных звездах.

В своей огайской статье 1935 г. Гамов набросал множество различных процессов, способных гипотетически происходить в звездах и в результате которых могли бы образовываться и превращаться разные элементы. Он оставил открытым вопрос об относительной значимости каждого из этих процессов и почти ничего не сказал о количественной стороне дела. Он обратил внимание на бомбардировку ядер протонами и последние эксперименты Джона Кокрофта, частично основанные на ранних теориях Гамова. Он отметил эксперименты, осуществленные Энрико Ферми в Риме в 1934 г., в которых тяжелые элементы бомбардировались нейтронами и превращались в более тяжелые изотопы; и, кроме того, он обратил внимание на теорию радиационного захвата медленных нейтронов тяжелыми ядрами, разработанную Хансом Бете. (Нейтроны, как обнаружил Ферми, замедленные прохождением через легкие элементы, становятся очень эффективными при осуществлении ядерных превращений.) Надежда Гамова на то, что ему и его коллегам удастся доказать существование похожих превращений в звездах, была велика, принимая во внимание колоссальные тепловые скорости, вполне достаточные для осуществления искусственных превращений легчайших элементов. На деле, Аткинсон и Хоутерманс уже рассчитали вероятность проникновения протонов с тепловыми скоростями в ядра различных элементов, использовав для этого формулу Гамова для вероятности ядерных превращений при столкновениях. Они показали, что в условиях, существующих внутри звезд, под воздействием бомбардировки протонами могут возникать только самые легкие элементы. Теперь Гамов объяснял, насколько важным может оказаться эффект Ферми, заключающийся в захвате тяжелыми ядрами нейтронов, выбрасываемых из ядер легких элементов, когда последние сталкиваются с протонами. Короче говоря, он высказал предположение, что все эти различные недавно открытые эффекты могут играть определенную роль в формировании элементов внутри звезд.

По мере роста уверенности в том, что звездная энергия зависит от ядерных реакций, запускаемых очень высокими температурами внутри звезд, время жизни звезд опять стало приниматься порядка десяти миллиардов лет. Однако точная природа ядерных реакций внутри звезд и их относительная значимость представляли много концептуальных трудностей, и лишь немногие отваживались на основательное погружение в этот предмет. Нам очень повезло, что те немногие, кто решился на это, были физиками высочайшего класса. Гамов обладал острейшим интуитивным чутьем, и совместно с величайшим вычислителем Эдуардом Теллером они составили великолепную партнерскую пару. Подобным образом, Карл Фридрих фон Вайцзеккер, Лев Ландау, Ханс Бете и Роберт Оппенгеймер были людьми, самостоятельно добившимися карьерного успеха в области ядерной физики. Однако, похоже, что из всей этой компании Вайцзеккер оказался ближе всего к астрофизической традиции.

Ученик Вернера Гейзенберга Вайцзеккер изучал сочинения Эддингтона и регулярно общался с Аткинсоном и Стрёмгреном, с последним он познакомился во время посещения института Нильса Бора в Копенгагене. К концу 1930‐х гг., использовав многие идеи Аткинсона и Коулинга, он тоже достаточно подготовился к тому, чтобы извлечь пользу из нового знания о нейтроне, дейтерии (изотопе водорода с ядром, содержащим протон и один нейтрон) и разнообразных ядерных реакциях, о которых в недавнем времени сообщили физики. В 1936 г. Вайцзеккер начал серьезное исследование наиболее вероятных ядерных реакций, происходящих в звездах, и того, как они влияют на относительную распространенность элементов. Он переформулировал и улучшил некоторые идеи, выдвинутые Аткинсоном и Коулингом (с ними мы уже знакомились ранее). Ему удалось объяснить, каким образом легкие элементы могут сформироваться из дейтерия в результате протон-протонных реакций; как могут высвобождаться нейтроны в результате дейтерий-дейтериевых реакций; и как с участием этих нейтронов могут синтезироваться тяжелые элементы, с постепенным продвижением вверх по периодической таблице. Его идеи, опубликованные в 1937 г., были хорошо восприняты, хотя сама теория все еще носила главным образом качественный характер, и он испытывал сложности, примиряя ее с азами сложившегося мнения о распространенности элементов в звездных атмосферах, особенно гелия, но также и более тяжелых элементов.

В 1938 г. Вайцзеккер отверг свое допущение о рождении звезд в виде газообразных шаров, состоящих из водорода, и заново приступил к разработке теории, предположив, что все химические элементы сформировались до того, как возникли звезды. (Как указывалось ранее, рассмотрение этого подхода к данной проблеме мы откладываем до следующей главы.) Будучи свободным от необходимости уделять особое внимание водороду и гелию, он сумел открыть так называемую цепочку реакций CNO-цикла. Ее название (хотя иногда ее называют циклом Бете – Вайцзеккера) вытекает из того факта, что углерод, азот и кислород действуют в указанной реакции как катализаторы. Мы не будем рассматривать здесь подробности этих двух термоядерных процессов. Достаточно сказать, что для звезд с температурами более 20 миллионов К, то есть для звезд с массой более 1,5 солнечной массы, CNO-цикл является преобладающим, в то время как для звезд с массами порядка или менее одной солнечной массы преобладающей является протон-протонная реакция.

Статья, в которой Вайцзеккер изложил этот свой второй подход, была замечательна еще в одном отношении. Как он отметил, для того чтобы учесть наблюдаемую распространенность более тяжелых элементов, необходимо допустить существование очень высоких ядерных плотностей и температур. Он оценил порядок этих температур значением 2×10¹¹ К. Это привело его к теоретическим рассуждениям о «громадном скоплении первичной материи, состоящей, по-видимому, из чистого водорода». Коллапсируя под действием собственной силы тяжести, как он полагал, она могла достичь температуры, достаточной для включения требуемых ядерных реакций. Он предположил, что эта «первичная конденсация» могла охватывать не только Млечный Путь, но и всю Вселенную. Об этом часто упоминают как о предвестнике понятия «первичный огненный шар» или чего-то другого, ответственного за происхождение микроволнового фонового излучения, – эта тема также относится к числу тех, которые мы припасли для главы 17.

Незадолго до того как Вайцзеккер завершил пересмотр своей теории, он узнал от Гамова, что похожая, но в большей мере количественная теория разрабатывается Бете. Бывший студент хорошо известного физика-теоретика Арнольда Зоммерфельда, Бете преподавал в Мюнхене и Тюбингене, но был вынужден покинуть Германию, когда в 1933 г. партия нацистов пришла к власти. Переселившись в Соединенные Штаты, он в итоге стал сотрудником Корнельского университета, где сосредоточился на исследованиях в области ядерной физики в целом. Астрономия не интересовала его до 1938 г., когда он принял участие в работе Вашингтонской конференции, организованной Гамовым, и впервые обратил внимание на астрофизическую проблему выработки звездной энергии. Благодаря содействию со стороны Чандрасекара и Стрёмгрена он удивительно быстро достиг существенных результатов. Продвигаясь по периодической таблице, Бете рассматривал, каким образом атомные ядра могли бы взаимодействовать с протонами. Как и Вайцзеккер, он пришел к выводу о существовании разрыва в цепочке, необходимой для объяснения распространенности элементов через теорию построения элементов. Оба ученых испытывали затруднения из‐за отсутствия информации о существовании ядер с массовыми числами 5 и 8, в силу чего построение элементов выше гелия оказывалось невозможным. (Необходимость какого-то другого механизма привела Вайцзеккера к идее первичного атома.) Как и Вайцзеккер, Бете высказывался в пользу цепочки протон-протонных реакций и CNO-цикла как наиболее перспективных кандидатов для выделения энергии в звездах главной последовательности, где первая должна превалировать в менее массивных, холодных звездах, а второй – в более массивных, горячих звездах. Его прекрасно выверенная работа моментально получила высокую оценку почти всех ведущих ученых в этой области. И хотя темп развития астрофизики замедлился из‐за разразившейся войны, по мнению многих специалистов, выводы Бете открывали новую заманчивую область в понимании вопросов, касающихся звезд. Но дела пришлось отложить. Во время создания первой атомной бомбы Бете работал главой теоретического отдела в Лос-Аламосе, хотя после войны он стал одним из наиболее активных участников кампании по контролю за вооружениями. Как мы увидим далее, когда астрофизические дебаты возобновились после войны, в их эпицентре оказались два радикально отличающихся друг от друга подхода к решению проблемы относительной распространенности – космологический и звездный.

Ни Бете, ни Вайцзеккер не рассматривали явным образом роль нейтрино как в протон-протонных, так и в CNO-цикле, хотя их учет был необходим для полноты картины; но те, кто пошел по их следам после войны, стали учитывать нейтрино, и вскоре стало очевидно, что эти частицы могут нести в себе информацию о внутреннем строении Солнца, поскольку они обладают способностью без труда проходить его насквозь.

В настоящее время известно три типа нейтрино. Первый из них, выделяемый сегодня в категорию «электронное нейтрино», был предугадан в 1931 г. австрийским физиком Вольфгангом Паули. Он постулировал существование частицы с нулевой массой и нулевым электрическим зарядом, которая уносит с собой энергию, казалось бы, бесследно утрачиваемую при бета-распаде. (Речь не идет о распаде электронов, а лишь об их испускании в виде «бета-лучей», регистрируемых при распаде радиоактивных ядер.) Позже Энрико Ферми развил идею Паули и присвоил этим частицам их современное название. Электронное нейтрино испускается вместе с позитроном в так называемом положительном бета-распаде, а электронное антинейтрино – вместе с электроном в отрицательном бета-распаде. Нейтрино обладают наибольшей проникающей способностью среди всех субатомных частиц. Они взаимодействуют с материей только посредством так называемого слабого взаимодействия и это не приводит к ионизации, поскольку частицы электрически нейтральны. При этом у нейтрино, движущегося сквозь Землю через ее центр, есть только один шанс из десяти миллиардов вступить во взаимодействие с протоном или нейтроном. Неудивительно поэтому, что электронное нейтрино не удавалось зарегистрировать вплоть до 1956 г., когда (в экспериментах, проведенных Фредериком Райнесом и Клайдом Л. Коуэном) пучок антинейтрино из ядерного реактора при взаимодействии с протонами вызвал рождение нейтронов и позитронов.

Потребность включить в рассмотрение нейтрино становилась все более очевидной во многих отраслях астрономического знания начиная с 1940‐х гг. В 1941 г. Гамов рассмотрел рождение нейтрино в качестве одного из факторов остывания гелиевых ядер звезд на определенной стадии их эволюции. Вскоре космологи, придерживавшиеся теории Большого взрыва (о которой будет подробно сказано в следующей главе), пришли к выводу, что нейтрино, оставшиеся после первых мгновений существования Вселенной, скорее всего, являются наиболее распространенными частицами, вероятная концентрация которых составляет порядка ста частиц на кубический сантиметр (при эффективной температуре 2 К). Они в изобилии рождаются при взрывах сверхновых, и неожиданная возможность наблюдать эти нейтрино возникла со вспышкой сверхновой в 1987 г. Они испускаются Солнцем, и (как уже говорилось) бо́льшая их часть проходит сквозь Землю, не замечая ее. (Часто указывается на то, что нейтрино, идущие от Солнца, днем нас «освещают» сверху, а ночью – снизу.) По существу, Солнце является нашей наиболее надежной лабораторией по изучению физики внутреннего строения звезд, используя существующую там нейтринную активность; впервые к этой идее серьезно отнеслись в 1955 г., и она обсуждалась в статье Реймонда Дэвиса.

Дэвис предложил способ регистрации нейтрино на основании того, что, взаимодействуя с хлором, они производят аргон. В 1967 г. он со своими коллегами сконструировал первый нейтринный детектор в виде очень большого резервуара, заполненного чистящей жидкостью, который был размещен глубоко под землей в угольной шахте Южной Дакоты. Они использовали его для демонстрации того, что солнечные нейтрино действительно существуют, но в гораздо меньшем количестве, чем это предсказывалось Джоном Бакалом и другими специалистами, использовавшими так называемую стандартную модель выработки солнечной энергии. Корректны ли проведенные ими измерения? Результаты последующих экспериментов не слишком различались. Может, стандартная солнечная модель ошибочна? При этом она правильно предсказывает многие другие свойства Солнца. Могут ли электронные нейтрино преобразовываться в другие, не регистрируемые разновидности (мюонные нейтрино и тау-нейтрино)? (См. подробнее о мюонных и таонных нейтрино на с. 923 главы 19.)

Убедительные доказательства этой третьей возможности были представлены в 1998 г. командой японских и американских физиков, что впоследствии стало широко известно под названием эксперимента Супер-Камиоканде. Подтверждение удалось извлечь из данных, полученных в течение первых двух лет проведения этой масштабной работы стоимостью 100 миллионов долларов, в которой использовалась полость, вырубленная под Японскими Альпами, облицованная нержавеющей сталью. Резервуар был заполнен 45 000 тонн сверхчистой воды и оборудован 13 000 оптических датчиков. (Эти датчики сами не генерировали световой сигнал, а регистрировали вспышку света, испускаемую единичным атомом.) Короче говоря, удалось обнаружить, как за время прохождения сквозь Землю мюонные нейтрино могут на какое-то время исчезать, а затем снова появляться. Было также установлено: масса нейтрино не равна нулю, и те из них, что возникли во время Большого взрыва, могут составлять заметную долю массы Вселенной. Эти результаты вызвали серьезный переполох в фундаментальной физике.

Что же касается солнечных нейтрино, проходимое ими расстояние (от Солнца до Земли) изменяется недостаточно для использования измерений, сделанных в рамках японской программы. Более перспективным способом доказательства того, что электронные нейтрино, возникшие на Солнце, переходят в состояние мюонных или тау-нейтрино, как стало ясно, является прямое наблюдение последних. За это взялась исследовательская группа, усилиями которой нейтринная обсерватория была построена в шахте неподалеку от Садбери (Онтарио, Канада). На глубине более двух километров в акриловой емкости, окруженной экраном из обычной воды и более чем 9500 светочувствительными фотоумножителями, содержится 1000 тонн тяжелой воды (D₂O). Дороговизна астрономии складывается не только из телескопов и космических аппаратов.

Есть и другие нейтринные обсерватории – как уже построенные, так и запланированные. В 2006 г. было заявлено о постройке американской обсерватории в Антарктике на глубине нескольких километров подо льдом, ей уже дали название IceCube («Ледяной куб»). Другая обсерватория, задуманная консорциумом европейских ученых, – близнец обсерватории «Ледяной куб», – будет установлена на дне моря, в самой глубокой части Средиземноморья. Ее название несет информацию о ее размерах: «Километр в кубе»15. Стоимость обсерватории – около 265 миллионов долларов – незначительная проблема по сравнению с устранением ожидаемых помех, источником которых могут стать светящиеся ракообразные.

Планы – планами, но уже в 2001 г., а затем еще раз в 2002 г. было заявлено о результатах, полученных обсерваторией Садбери. Удалось зарегистрировать нейтрино неэлектронного типа, прямо доказывающие, что эти частицы действительно могут менять свою разновидность. Теория вещества, используемая в старых вычислениях, оказалась неполной, что имело огромное значение не только для астрофизиков, но и для физиков. К великому удовлетворению большинства астрономов, «стандартная солнечная модель», судя по всему, благополучно выжила за счет небольшой поправки, связанной с переименованием частиц. Когда количество мюонных и тау-нейтрино прибавили к количеству электронных нейтрино, то их общее число оказалось более или менее таким же, как предсказанное моделью. В первые годы нового тысячелетия удалось сделать все для возвращения на сцену нейтринной астрономии, нацеленной на изучение процессов, происходящих глубоко внутри солнечного ядра.

Работы Вайцзеккера и Бете, посвященные ядерным реакциям CNO-цикла, а также работы Гамова, Хойла и других специалистов по нуклеосинтезу, которые будут рассмотрены в следующей главе, имели явное отношение к более широкой проблеме звездной эволюции, однако еще до того, как появился этот материал, Бенгт Стрёмгрен добился существенных успехов в интерпретации диаграммы ГР. Мы хотели бы напомнить об общепринятом исходном положении (разделяемом Расселом и отвергаемом Эддингтоном), согласно которому звезды-гиганты считались моложе карликов. Основываясь на этом положении, Трюмплер из Ликской обсерватории вычислил возраст звездных скоплений. (Если звезды в скоплении формировались в одно и то же время, то возраст скопления, предположительно, должен возрастать пропорционально количеству находящихся в нем карликов.) В итоге это общепринятое положение отставили в сторону в результате исследований молодого Стрёмгрена, проведенных им в 1932 и 1933 гг. Как мы уже видели, он утверждал, будто водород был преобладающим элементом не только во внешних слоях звезд, но и внутри них. Сделав довольно общее, но весьма убедительное предположение о расходовании в процессе выработки энергии звездами своего водорода, он показал, что место звезды на диаграмме ГР будет определяться ее массой и долей водорода в ее составе. Согласно его результатам, после того как звезда исчерпает запас водорода, она покинет главную последовательность и начнет двигаться под прямым углом к линиям постоянного относительного содержания водорода в сторону красных гигантов на современной стандартной диаграмме. Он не рассматривал в деталях круговорот веществ внутри звезд, но предположил, что время жизни Вселенной не столь велико для существенного уменьшения их массы, поэтому траектории эволюции на диаграмме, по его мнению, должны соответствовать линиям одинаковой массы. Звезда, пришел он к заключению, расширяется по мере уменьшения водорода в ее составе.

Вскоре Стрёмгрена, а вместе с ним и Субраманьяна Чандрасекара рекрутировал в Йерксскую обсерваторию Чикагского университета ее недавно назначенный новый директор Отто Струве (это приглашение носило временный характер, и в 1938 г. Стрёмгрен вернулся в Данию). Учитывая, что недавно в эту же обсерваторию приняли Джерарда Койпера, Йеркс практически мгновенно стал ведущим центром в обсуждаемой области исследований. Во главе с Койпером они пересмотрели работу Трюмплера по скоплениям и показали следующее: в то время как звезды главной последовательности в скоплениях четко группируются в нижней части диаграммы, звезды высокой светимости очень сильно от нее отклоняются. Казалось, чем больше у звезды водорода, тем дольше она может цепляться за главную последовательность. В то время еще недоставало данных, касающихся физики звездной энергии, поэтому Койпер и его коллеги не имели возможности на них опираться, но описательный анализ Койпера, опубликованный в 1937 г., оказался сам по себе увлекательным и перспективным, и прежнее предположение о том, что гиганты моложе карликов, стало оспариваться с более широких позиций.

До того как Стрёмгрен вернулся в Данию в 1938 г., он вместе с Чандрасекаром принял участие в вашингтонской конференции по звездной энергии, организованной Джорджем Гамовым и Эдуардом Теллером. Последняя работа Вайцзеккера по механизмам синтеза была уже известна, и присутствовавший там Ханс Бете представил свои собственные взгляды, касающиеся CNO-цикла. Энтузиазм Гамова оказался заразительным и чрезвычайно полезным в объединении усилий астрономов и физиков для решения этих проблем. Он продолжал направлять свою энергию на создание новых моделей, и именно в этот период он предложил явление, названное им «оболочкой горения», синтез водорода в оболочке, непосредственно прилегающей к насыщенному гелием звездному ядру, после того как весь водород в ядре будет исчерпан. Он пытался использовать несколько других гипотез, имеющих отношение к белым карликам, вне зависимости от того, становятся они таковыми или нет (как полагал Чандрасекар) на заключительной стадии звездной эволюции, но наткнулся на слишком большое количество препятствий, в том числе на настойчивые уверения Койпера, что белые карлики еще сохраняют какое-то количество водорода, достаточное для горения. Однако Эрнст Эпик увлекся идеей Гамова об оболочке горения и нашел ей приложение в объяснении природы красных гигантов. Используя некоторые идеи Роберта Аткинсона о выработке энергии, Эпик объяснил разницу между гигантами и карликами с точки зрения их дальнейшего расслоения после того, как выгорит водородное ядро.

По окончании Гарвардского периода Эпик вернулся в Тарту в качестве директора тамошней обсерватории и, к своему сожалению, обнаружил, что ему сложно общаться с коллегами на тему, связанную с областью его исследований. Предстоящие военные годы только усугубили проблему, хотя и не положили конец его астрономической работе. Будучи эстонцем, он обучался в Московском и Тартуском университетах. Как противник большевистской революции 1917 г., он записался добровольцем в белую русскую армию, поэтому, когда советская оккупация Эстонии в военный период стала казаться неизбежной, он счет целесообразным перебраться в Гамбург. В 1948 г. он переехал в обсерваторию Арма в Северной Ирландии, где оставался до 1981 г. Диапазон астрономических интересов Эпика отличался таким же разнообразием, как и география его перемещений.

Другим человеком начала 1940‐х гг., находящимся под впечатлением идеи Гамова об оболочках горения, был Чандрасекар, и он начал искать пути ее включения в более сложные звездные модели – например, модели, учитывающие конвекцию и отсутствие химической однородности. Важный шаг в этом направлении удалось сделать, когда он и Марио Шёнберг, молодой бразилец из Йерксской обсерватории, рассчитали верхний предел массы гелиевого ядра звезды, достаточной для того, чтобы удержать его от гравитационного коллапса под тяжестью вышерасположенных слоев водорода. Поскольку инертное гелиевое ядро сжимается, области, находящиеся в непосредственной близости к нему, разогреваются до тех пор, пока не достигнут температур, при которых водород начнет превращаться в гелий. Эта «оболочка горения» производит больше энергии, чем нормальный водород, изначально сгорающий в ядре, и светимость возрастает, хотя часть энергии уходит на расширение звезды. Ее радиус возрастает, температура поверхности падает, но гелиевое ядро продолжает сжиматься, не снижая давления и удерживая верхние слои. До сих пор этот процесс рассматривался, как если бы объект подчинялся законам идеального газа. Но в конечном счете достигается точка, в которой плотность становится настолько высокой, что ядро уже не может вести себя как идеальный газ. (Оно становится «вырожденным» в строго определенном квантово-механическом смысле этого слова, с уравнением состояния, более не зависящим от температуры.) Представляется очевидным, что как только масса гелиевого ядра достигнет определенной доли общей массы звезды (так называемого предела «Шёнберга – Чандрасекара», который сегодня по различным оценкам варьируется от 8 до 15 процентов), должны начаться какие-то новые типы изменений. Чандрасекар отказался делать предположения относительно какой-либо дальнейшей конфигурации, поскольку не нашел ничего, что представлялось бы ему устойчивым. Однако Гамов указал на следующую эволюционную стадию: звезда могла взять курс на переход в стадию красного гиганта.

На самом деле для того, чтобы понять возможные пути эволюции таких звезд, Гамов разработал множество самых разных моделей, отличающихся по массам, по величине отношения водорода к гелию и даже по вращениям. Он обнаружил разные возможности, включая сценарий звезд Вольфа – Райе, которые, по его мнению, находились в процессе превращения в белые карлики через фазу планетарной туманности. Однако красные гиганты и сверхгиганты на правой стороне верхней части главной последовательности на диаграмме ГР также представлялись реальным финалом такой эволюции. Продвигаясь на шаг вперед и подключая «Урка-процесс», разработанный им совместно с Шёнбергом в 1941 г., посредством которого звездное ядро может понижать свою температуру испусканием нейтрино, Гамов продемонстрировал, что следствием этого может стать даже потеря стабильности с последствиями, аналогичными взрыву новоподобной звезды.

Шёнберг часто характеризуется как величайший бразильский физик-ядерщик, и Урка-процесс, безусловно, важен сам по себе. Это цикл ядерных реакций, в которых ядра теряют энергию в результате поглощения электронов и последующего их переизлучения в виде бета-частиц и пары нейтрино-антинейтрино. Гамов выбрал это название после того, как Шёнберг отметил, что энергия исчезает из ядер сверхновых звезд так же стремительно, как деньги с рулеточного стола, а непосредственным прототипом названия послужило знаменитое казино «Маунт-Урка» в Рио-де-Жанейро.

Гамов и Чандрасекар расходились в большом количестве деталей во всем, чему они научились друг у друга. Например, Гамов полагал, что область оболочки горения может мигрировать внутри звезды до тех пор, пока не достигнет поверхности, в то время как Чандрасекар считал иначе. Гамов потратил много времени, пытаясь понять эволюцию красных гигантов, и ввел в свою классификацию множество мелких подгрупп. Он нередко считал, что предел Шёнберга – Чандрасекара препятствует его замыслам, и хотя не отвергал его прямо, часто применял его с оговорками, удовлетворяющими его целям. Молодые помощники Чандрасекара проверяли эти идеи Гамова, и все они были критично настроены к нему в этом вопросе, посягая даже на некоторые из его математических работ. С 1944 г. Гамов начал обращаться за помощью к наблюдателям обсерватории Маунт-Вилсон и других, но они не всегда могли дать ему то, что нужно. Узнав в 1944 г. об открытии Вальтером Бааде звездных населений, он ухватился за него и сравнил это открытие со своими идеями об относительном возрасте звезд. Ключевым фактом было то, что подход Чандрасекара негативным образом расценивал идею Гамова о красных гигантах как звездах, сошедших с главной последовательности в результате эволюции. Начиная со второй половины 1940‐х гг. Чандра и Чикагская школа громогласно критиковали Гамова и, как начал подумывать об этом сам Гамов, – критиковали клеветнически. Их противостояние стало настолько непримиримым, что отпугнуло от темы нескольких астрономов, которые при более благоприятных обстоятельствах могли бы самостоятельно заняться изучением проблемы красных гигантов. Все выглядело почти так же, как во времена, когда обсуждалась, как казалось тогда, обреченная на раскол проблема звездного моделирования, а трения, возникавшие в ходе дискуссий в Британском королевском астрономическом обществе между Эддингтоном, Джинсом и Милном, обрастали легендами; и у Чандрасекара были свои неприятные воспоминания об этом периоде, когда Эддингтон в резкой форме отверг его идеи.

В то время весь этот вопрос осложнялся идеей, высказанной в 1942 г. Реймондом Литлтоном и Фредом Хойлом, – идеей, которую мы уже косвенно затрагивали в связи с их «моделью банки с песком» и кометной теорией (с. 723). Они предположили, что звезды-гиганты, двигаясь в космическом пространстве, просто собирают межзвездную материю. Достоинство этой гипотезы (или недостаток, если мы хотим считать Вселенную чистой и аккуратной) в том, что она может объяснить неоднородную химическую природу гигантов с большим содержанием водорода во внешних слоях, не прибегая к разнообразным теоретическим моделям строения звезд. Гипотеза аккреции продолжала исследоваться Хойлом, Маккри и Бонди, но, скорее, как побочная проблема Чикаго-Вашингтонских дебатов об оболочках горения.

Другими свидетельствами, которые в то время можно было использовать для решения проблемы эволюции, стали данные о двух звездных населениях, полученные Бааде. Как мы видели ранее, сам Бааде не хотел вступать в дискуссию, хотя год от года становилось все более очевидным, что проведенное им разграничение – это деление на молодые и старые звезды. Однако в конце 1940‐х – начале 1950‐х гг. некоторые астрономы стали использовать в качестве данных динамические аргументы, следующие из распределения звезд, входивших в два населения Бааде, а также выдвигать предположения, что население I типа сформировалось относительно недавно из межзвездных облаков, богато насыщенных космической пылью из тяжелых элементов, в то время как звезды населения II типа были гораздо более старыми и сформировались каким-то совершенно другим образом. На самом деле, Гамову было приятно думать, что ветвь красных гигантов населения II типа хорошо вписывается в его теорию массивных гигантов с оболочками горения, поскольку как из его теории, так и из наблюдений следовало: они ответвились от главной последовательности, имея примерно вторую абсолютную звездную величину. Большой возраст, который ему хотелось им приписать (около трех миллиардов лет), был воспринят не слишком благодушно, но к 1950‐м гг. его эволюционные теории стали выглядеть более убедительно.

Если гениальный Бааде был в этот период в центре внимания астрономов-наблюдателей, работавших с широким кругом вопросов, то в области теории аналогичную роль играл Мартин Шварцшильд, сочетавший в своих работах доступность и высокую компетентность. Он родился в 1912 г. в Потсдаме (Германия) в семье великого астрофизика и пионера общей теории относительности Карла Шварцшильда, который умер, находясь на военной службе, когда его сыну было всего лишь четыре года. После получения докторской степени в Гёттингене и работы в течение непродолжительного времени в Нидерландах, Норвегии и Англии, Мартин Шварцшильд получил сначала временную стипендию в Гарвардском университете, а в 1940 г. – первую постоянную должность в Колумбийском университете в Нью-Йорке. Вернувшись туда после военной службы в заграничных войсках армии Соединенных Штатов, он получил в 1947 г. следующее назначение в Принстонский университет, одновременно со своим почти ровесником и другом Лайманом Спитцером-младшим, восполнив, таким образом, пробел, образовавшийся после выхода в отставку Генри Норриса Рассела. Еще до начала войны, находясь в Осло, Шварцшильд работал под руководством Свена Росселанда, познакомившего его с методами аналоговых вычислений, которые он впоследствии внедрил в Колумбии. На самом деле, после оккупации Норвегии Германией, Росселанд последовал за Шварцшильдом, уехав в Соединенные Штаты, но вернулся домой после войны. (В 1920‐х гг. он работал в обсерватории Маунт-Вилсон.) Сегодня их вычислительные техники могут показаться примитивными, но тогда они серьезно ускорили процесс вычислений. Они занимались этим для того, чтобы устранить потребность в поиске изящных математических решений – например, в ходе получения решений дифференциальных и интегральных уравнений. (Гекльберри Финн мог бы сравнить их технические приемы с тем, как Том Сойер использовал мотыгу вместо столового ножа, настаивая на том, что мотыгу следует называть столовым ножом.) Чандрасекар (с которым Шварцшильд много общался во время своего пребывания в Гарварде) высоко ценил использование им новых вычислительных методов в исследовании звезд, и, конечно же, в долгосрочной перспективе они возобладали.

Несмотря на мощный вычислительный подход Шварцшильда, они со Спитцером настаивали на продолжении регулярных научных поездок Рассела в обсерваторию Маунт-Вилсон, и это помогло ему сыграть важную стимулирующую роль в объединении наблюдений с теорией. От Бааде, который в начале 1950‐х гг. напряженно работал над улучшением параметров зависимости красное смещение – расстояние, Шварцшильд узнал многое о фотометрии, необходимой для работы с диаграммой ГР. Он и сам совершил значительное количество наблюдений со своей женой Барбарой Черри Шварцшильд. И наоборот, Принстон, в свою очередь, приглашал Бааде, Гринстейна и Сэндиджа, которые были главным образом наблюдателями, а в том, что касается теоретической стороны дела, – Хойла и Стрёмгрена; и всех их задействовали в серьезных проектах вместе со Шварцшильдом. Будучи вовлеченной в такое сложное разностороннее взаимодействие, астрономия была почти обречена на то, чтобы выйти на новый уровень сотрудничества – так же как это произошло с наукой послевоенного периода в других местах.

Первые работы Шварцшильд посвятил пульсирующим звездам, а вскоре после войны он занялся изучением строения Солнца, используя свое знание ядерной физики для определения его состава и объяснения его дифференциального вращения. Однако наибольшую известность получила его работа о строении и эволюции обычных звезд. Что происходит, когда водород в центральных областях звезды, наконец, исчерпывается? Большинство астрономов все еще не могли найти ответа на этот фундаментальный астрофизический вопрос. Здесь ему действительно повезло, поскольку он работал с Алланом Рексом Сэндиджем, талантливым молодым американским астрономом из Паломарской обсерватории. Сэндидж родился в 1926 г., свою докторскую диссертацию он защитил в 1953 г. в Калифорнийском технологическом институте. В практическом плане он сотрудничал с двумя другими молодыми астрономами – Хэлтоном К. Арпом и Уильямом Баумом, все трое эффективно использовали пластинки Бааде, полученные с помощью большого 200-дюймового телескопа. Одна из серьезных проблем интерпретации диаграммы ГР – широкий разброс точек на главной последовательности. Сэндидж, рассмотрев серию диаграмм, которые были построены для отдельных скоплений, увидел, что на каждой из них упомянутое расхождение значительно ниже. Он и другие специалисты обнаружили, что можно наложить друг на друга несколько подобных улучшенных диаграмм, полученных для разных скоплений, но если совместить линии, выбранные в качестве главных последовательностей, то звезды разных скоплений начнут ответвляться от главной линии в совершенно разных точках. Если, предположим, все звезды данного скопления обладают примерно одним и тем же возрастом и химическим составом, то в качественном отношении кажется очевидным, что положение какой-либо звезды на диаграмме должно зависеть только от ее массы и возраста всего скопления в целом. Это позволяло предположить, что положение точки поворота на диаграмме ГР скопления можно рассматривать как указатель его возраста. Первое подробное теоретическое рассмотрение этого гипотетического довода содержалось в статье Сэндиджа и Шварцшильда 1952 г., но итоговый вывод, опубликованный Сэндиджем в 1956 г., содержал легко узнаваемую диаграмму ГР, показывающую то, что он интерпретировал как эволюционное поведение звезд в нескольких рассеянных скоплениях различного возраста (ил. 231).

Как мы уже видели, в то время было распространено мнение об образовании гелиевого ядра после исчерпания водорода во внутренних областях звезды; и, будучи окруженным оболочкой горящего водорода Гамова, это ядро будет расти, пока не достигнет размера, установленного пределом Шёнберга – Чандрасекара. Как полагали Сэндидж и Шварцшильд, следующей стадией является гравитационное сжатие ядра. Они составили подробные модели, показывающие, как это может обеспечить появление дополнительных источников энергии – слабых, но достаточных для того, чтобы оказать громадное воздействие на структуру звезды. Согласно этой модели, поскольку ядро сжимается, радиус всей звезды становится во много раз больше, и возникает красный гигант. Вычисления Шварцшильда хорошо согласовывались с наблюдениями, особенно для ранних стадий эволюции красных гигантов в шаровых скоплениях. Они не только предоставили хорошую рабочую модель, но и обеспечили результат, который впоследствии мог быть использован для объяснения формирования тяжелых элементов в процессе горения гелия. В качестве бонуса, при условии что будет доказана приемлемость этой модели, они предоставили базовый метод определения возраста звездных скоплений по расположению точек поворота на главной последовательности. Но было и кое-что еще: сужение разброса диаграмм ГР Сэндиджа для скоплений оказалось замечательным в отношении демонстрации непрерывности переходов между различными областями диаграммы, с ветвью сверхгигантов, которая голубым своим краем соединялась с главной последовательностью, а красным – с ветвью гигантов.

231

«Составная диаграмма цвет – звездная величина для рассеянных скоплений всех возрастов» А. Р. Сэндиджа. Абсолютная звездная величина, а также предполагаемый возраст отображены на вертикальных шкалах, а показатель цвета (B – V, количественная оценка, приблизительно соответствующая спектральному классу) на нижней шкале. Общая главная последовательность – это ствол дерева. Каждая ветвь принадлежит разному скоплению. Стилистика написания их наименований (NGC2362, M3, M41 и т. д.) не совпадает в силу исторических причин. Отход от главной последовательности логично интерпретировать в контексте эволюции. У большинства ветвей, обратите внимание, есть отсутствующие части, так называемые пробелы Герцшпрунга. Сэндидж отметил, что область, обозначаемая этими разрывами, имеет клиновидную форму.

После этого Шварцшильд начал работать над звездной эволюцией, порождая целые семейства звездных моделей и встраивая их в лучшие из новейших теорий, такие как тройная гелиевая реакция Солпитера, о которой более подробно будет рассказано в следующей главе. Шварцшильд верил в то, что смешение состава звезды в результате вращения является не таким уж и важным, как об этом думали другие, и помог Хойлу оторваться от размышлений о механизме аккреции. Хойл имел более полное представление о ядерных процессах, чем Шварцшильд, и был способен улучшить некоторые из его ранних моделей. Работая совместно в 1955 г., они показали, как наблюдаемое увеличение яркости в ветви красных гигантов шаровых скоплений может быть истолковано с точки зрения внешней конвективной зоны и новых граничных условий в фотосфере. Рассматривая модель за моделью, они, наконец, рассчитали бо́льшую часть диаграмм ГР для шаровых скоплений со звездами населения II типа. Все это посчитали по старинке – от руки. Когда наконец стали доступны электронные средства вычисления, их модели со всеми разновидностями сыграли неоценимую роль и были без особого труда доведены до совершенства другими специалистами.

Еще один важный вклад Шварцшильд сделал совместно с эстонским коллегой Ричардом Хармом в серии работ, начавших выходить с 1961 г. Они развили в них теорию, согласно которой может случиться «гелиевая вспышка» – неожиданное взрывоподобное начало горения гелия. По их мнению, она случается в верхней части ветви красных гигантов в шаровых скоплениях, когда энергия, выделяющаяся в результате горения гелия, поглощается вырожденным веществом ядра без роста давления, что не позволяет до снятия вырождения использовать эту энергию для расширения, в результате чего происходит стремительный рост температуры. Выход энергии скачкообразно увеличивается во много миллиардов раз, но лишь на несколько секунд, после чего процесс снова стабилизируется. (Как показали позднее другие астрофизики, гелиевая вспышка может случаться и при иных обстоятельствах.)

Шварцшильд еще не дошел до середины своей карьеры, а уже успел добиться множества других важных результатов. Позже, совместно со Спитцером, он открыл гравитационное взаимодействие звезд в галактическом диске с газовыми облаками; это позволило объяснить эволюцию галактики с точки зрения ее динамики. И в качестве напоминания о том, что знание нуждается в распространении, у нас осталось его выдающееся учебное пособие «Строение и эволюция звезд» (1958), сравнимое по достоинствам и оказанному влиянию с классическим трудом Эддингтона, написанным за тридцать лет до этого. Профессиональная жизнь Шварцшильда служит прекрасным примером того, каким образом можно наладить миролюбивое сотрудничество между наблюдателями и теоретиками. Будучи глубоко осведомленным в обоих этих сферах, он напоминал Эддингтона, но с одним важным отличием: Эддингтон был в гораздо большей степени индивидуалистом.

Хотя большинство звезд приходится на главную последовательность диаграммы ГР, мы уже встречались с другими важными классами, которые не лежат на ней, включая красные гиганты и сверхгиганты (холодные, но все же очень яркие, за счет огромной площади их поверхности), а также белые карлики, на первый взгляд, разительно отличающиеся от красных гигантов, но зачастую обладающие одинаковой с ними историей. Белые карлики – это вырожденные звезды с низкой светимостью, исчерпавшие все возможные ресурсы для поддержания термоядерного синтеза. Мы уже упоминали о них ранее в связи с пределом Чандрасекара и их коллапсом либо в нейтронные звезды, либо в черные дыры. Что касается первого сценария, то еще в 1910 г. была найдена звезда 40 Эридана B с очень низкой светимостью, поэтому решили, будто она меньше Земли. Другим карликом, получившим известную долю славы, был Сириус B – компонент звезды, о которой мы уже упоминали выше, впервые увиденный в 1862 г., еще до четкого понимания того, что он из себя представляет. Относительно небольшое число обнаруженных белых карликов (порядка нескольких сотен) объяснялось исключительно их низкой светимостью. Тем не менее, как предполагалось, они должны составлять примерно десятую часть всего звездного населения. Их спектры сложны и состоят из множества подклассов, поэтому в 1983 г. Э. М. Сион с коллегами предложили составить для них отдельную классификационную схему. (Так уж случилось, что в 1980‐е гг. возникла мода на изменение спектральных классификаций. Даже понятие «главной последовательности» неоднократно подвергалось переопределению, и если некоторые астрономы ограничивали его лишь степенью светимости, то другие предпочитали определять его с точки зрения общих концептуальных рамок или этапа эволюции.)

Существуют десятки звездных классов, каждый из которых обладает своей эволюционной историей – уже понятной или еще не выясненной. Считается, что красные гиганты должны быть богато насыщены либо углеродом, либо кислородом. «Углеродные звезды» (как называют первый тип) сначала относили к спектральным классам R и N Гарвардской классификации; затем они были переведены в классы K и M; а в 1940‐х гг. Морган и Кинан разработали для их описания целую новую последовательность классов. Они редко встречаются в нашей Галактике, но несколько тысяч таких звезд обнаружены в Магеллановых Облаках.

Одна пара звездных классов изучалась особенно тщательно в надежде на то, что они прольют свет на процессы звездной эволюции; на них впервые обратили внимание в начале XX в. – в то время, когда Якобус Каптейн и Антони Паннекук в Нидерландах и Н. Х. Расмусон в Швеции начали изучать распределение ярких звезд. Стало очевидно, что звезды классов O и B рассредоточены по небу не в случайном порядке и не связаны друг с другом гравитацией, но испытывают тенденцию выстраиваться друг за другом в рукавах Галактики. В 1949 г. Виктор Амазаспович Амбарцумян, воспользовавшись более ранними исследованиями их динамики, проведенными Бартом Яном Боком, показал, что они представляют собой молодые звезды – гораздо более молодые, чем остальная часть Галактики (впоследствии, когда их удалось расположить на диаграммах цвет – звездная величина, этот вывод подтвердился). Интерес к ним возрастал. В 1960‐х гг. Адриан Блаау открыл их связь с межзвездной материей; другие исследователи последовали этому примеру и продемонстрировали в 1970–1980‐х гг., что OB-ассоциации (термин Амбарцумяна) обычно располагаются внутри или недалеко от областей, где происходит звездообразование. Этот факт, вне всяких сомнений, привлек к ним особенный интерес. Их молодой возраст предполагал, что в Галактике все еще идет звездообразование. Накопленные в течение XX в. доказательства существования насыщенной межзвездной среды, состоящей из газа и пыли, помогли показать, как это может выглядеть. Одновременно с этим постепенно приходило понимание: прямое наблюдение этого процесса будет невозможно осуществить не только в оптическом диапазоне, но и почти на всех длинах волн, в силу того факта, что в большинстве случаев образование звезд происходит внутри темных облаков. Сегодня надежды возлагаются на инструменты, работающие в инфракрасном и миллиметровом диапазонах.

Как мы уже неоднократно видели, зачастую астрономические объекты и их свойства постулируются теоретически до их эмпирического открытия. При отборе звездных классов мы не должны упускать из виду один в высшей степени важный класс, который хорошо это иллюстрирует. В 1970‐х гг. стали задаваться вопросом – могут ли существовать звезды с такой малой массой (теоретики устанавливают ее в пределах восьмидесяти масс Юпитера), что им окажется не под силу разогреть свои центральные области до температур, достаточных для начала синтеза водорода, и в этом смысле они никогда не станут истинными звездами. В настоящее время эти объекты называют «коричневыми карликами» – термин, пущенный в оборот Джилл Тартер в 1975 г. (раньше их называли «черными карликами»). В то время никто так и не открыл дискуссию по этому вопросу. Считалось, что они сложно поддаются обнаружению: например, самые маленькие истинные звезды (красные карлики) могут быть настолько холодны, что будут практически неотличимы от подобных объектов. В течение следующих двух десятилетий было предложено несколько кандидатов, не являющихся безоговорочно принятыми в качестве таковых, но затем на помощь исследователям вновь пришла теория. Подтверждением статуса коричневого карлика, как удалось показать, должна стать регистрация лития в атмосфере кандидата. В 1995 г. три несомненно субзвездных объекта были отождествлены по присутствию в их спектрах линий лития. Вскоре после этого удалось выявить сотни подобных объектов, и некоторые астрономы стали верить в то, что коричневые карлики могут оказаться наиболее распространенным типом тел в Галактике. Это выглядело, как если бы благородство небес подверглось опасности быть низвергнутым до уровня пыли и коричневых карликов, но, как показала история, имелись и другие претенденты на титул «самых распространенных».

К началу 1960‐х гг. теории звездной эволюции достигли относительной стабилизации, и астрофизики намеренно начали активное сотрудничество с целью добиться некоего теоретического консенсуса. Было бы ошибочно полагать, что работа, нацеленная на эту задачу, велась только в западном мире. Значительный прогресс в этот период был достигнут в Японии, особенно астрофизиком Тюсиро Хаяши и его студентами и коллегами. Хотя значительная часть базовых теоретических положений их работы не может быть подробно рассмотрена до того, как мы дойдем до конца следующей главы, целесообразно ознакомиться здесь с неким обобщением их работ по эволюции звезд, которое он представил в 1962 г. Хаяши детально объяснил, как звезда может сходить с главной последовательности, становиться красным гигантом, снова сжиматься, затем опять возвращать себе статус красного гиганта, пока наконец не сбросит оболочку и не завершит свою жизнь белым карликом. Более подробное схематическое описание этих процессов изображено на ил. 232. (Более массивные звезды следуют более сложной траектории схода с главной последовательности. Они синтезируют в своих ядрах более тяжелые элементы и в итоге могут закончить свою жизнь взрывом сверхновой с мощным выбросом большей части их исходной массы, богато насыщенной тяжелыми элементами. Их остатки могут представлять собой нейтронные звезды или черные дыры.) Хотя этот обзор опирался в значительной части на работы других специалистов, сам Хаяши внес в нее весьма значительный вклад.

232

Эволюционная траектория звезды, похожей на Солнце, в широкой панораме диаграммы Герцшпрунга – Рассела не является строгой в историческом смысле, но передает общий обзор сходных точек зрения. Она демонстрирует эволюцию звезды массой, равной одной солнечной. Левая половина шкалы температур (которая может быть увязана со спектральным классом) деформирована, поскольку нас интересует главным образом правая сторона рисунка. Возраст звезды указан в миллиардах лет (by). В точке A в ядре все еще идет горение водорода. После того как в точке B, примерно через десять миллиардов лет жизни, ядро звезды исчерпывает запасы водорода, ядерные реакции стремительно затухают. Ядро, насыщенное гелием, начинает сжиматься, поскольку давление излучения уже не может противостоять гравитации, однако сжатие освобождает большое количество гравитационной потенциальной энергии, которое приводит к усилению горения водорода в оболочке, примыкающей к ядру. Для звезды солнечного типа это ведет к расширению ее внешних слоев и быстрому увеличению светимости. Вне зависимости от ее исходного спектрального класса, ее температура падает, но быстро расширяющаяся площадь поверхности (гиганты могут расти в размерах до орбиты Земли и более) более чем компенсирует этот процесс. Поскольку внутреннее ядро обладает гигантской массой (из‐за гелия, производимого в оболочке в течение 11–12 миллиардов лет), оно сжимается, а оболочка расширяется (12–13 миллиардов лет), порождая красный гигант. В точке C температура в центре достигает значения 10⁸ К. Начинает стремительно развиваться реакция слияния ядер гелия («гелиевая вспышка»). Это продолжается до тех пор, пока реакция слияния, в которой задействован гелий, не возвращает временного равновесия между гравитацией, опять уравновешиваемой внутренним давлением. Звезда покидает царство красных гигантов, хотя и не навсегда. На интервале от точки D до точки E ядро становится в высшей степени инертным, богато насыщенным углеродом и кислородом – продуктами слияния гелия. Производство энергии уменьшается, что сопровождается общим сжатием звезды, но расширением внутреннего слоя, в котором водород превращается в гелий. (Внешние области все еще остаются насыщенными водородом.) Звезда возвращает себе статус красного гиганта. От точки E до точки F из‐за горения гелия и водорода во внешних слоях происходят очень быстрые изменения. Внешняя атмосфера звезды сбрасывается, что приводит к появлению планетарной туманности с оставшимися внутри остатками звезды в виде белого карлика (слева внизу). На данном рисунке не указаны размеры звезды на разных стадиях эволюции, но (если взять в качестве единицы современный солнечный радиус) ее размер в точке B будет равен примерно 2, в точке C приблизится к 30, а в точке D будет равен примерно 15.

Тюсиро Хаяши родился в Киото, где в 1950‐х и 1960‐х гг. сделал свои наиболее важные работы по разработке моделей звездной эволюции. Одним из его ранних достижений была демонстрация того, что при высоких температурах, характерных для очень молодой Вселенной, следует более серьезно отнестись к рождению электрон-позитронных пар; это привело его к пересмотру оценок раннего нейтрон-протонного соотношения и позволило получить более точное значение для распространенности гелия во Вселенной. Позже он работал над проблемой формирования маломассивных звезд и совместно с Такенори Накано выполнил одно из наиболее ранних исследований феномена, получившего, как мы уже видели, название коричневых карликов. Однако наибольшую известность ему принес расчет процессов, случающихся при рождении звезды, сделанный в 1961 г. Хаяши описал и объяснил период чрезвычайной активности, когда эти протозвезды во много десятков раз ярче звезд главной последовательности. Продемонстрировав, что они полностью конвективны и не подпадают под категорию гидростатического равновесия (лучистого равновесия), он объяснил, как они перемещаются по диаграмме ГР вдоль линий, которые сегодня называют «треками Хаяши», двигаясь вниз (звезды сжимаются таким образом, когда температура их поверхности всегда примерно одинакова) до неожиданного изменения движения в сторону главной последовательности (ил. 233). «Фаза Хаяши» рождения звезд заполнила значительный пробел в теории звездной эволюции и может быть расценена как завершение первого великого периода астрофизического понимания того, что лежит в основе «диаграммы Герцшпрунга – Рассела». К 1960 г. на этой диаграмме еще сохранялось несколько траекторий Герцшпрунга и Рассела.

233

Эволюционные треки, рассчитанные Тюсиро Хаяши в 1961 г. Массы звезд указаны в массах Солнца, логарифмы их возрастов (в годах) отмечены дважды – в точках перегиба и когда они окончательно сливаются с главной последовательностью. Шкалы приведены в абсолютных звездных величинах (M) и логарифмах температуры.

В известном смысле, почти все современные теории строения Вселенной восходят к идеям Альберта Эйнштейна, которые он разработал между 1905 и 1915 гг. Статья, опубликованная им в 1915 г., содержит развернутый вариант общей теории относительности. Обе теории относительности Эйнштейна – специальная и общая – слишком сложны, чтобы рассказать о них в двух словах, однако главная их идея заключается в следующем: физические законы, управляющие системой тел, не должны зависеть от того, каким образом движется изучающий их наблюдатель. В специальной теории, созданной в 1905 г., Эйнштейн рассмотрел только системы координат, движущиеся друг относительно друга с постоянной скоростью. Разрабатывая эту теорию, он ввел очень важный принцип: скорость света, измеренная в вакууме, всегда постоянна и не зависит от скорости относительного движения наблюдателя и источника света. Он пришел к нескольким важным выводам. Один из них заключался в том, что если разные наблюдатели движутся друг относительно друга, то они будут иметь различное представление о ходе времени и расстоянии между наблюдаемыми ими объектами; и вместо постулирования строгого различия между пространственными и временными координатами мы должны использовать единый пространственно-временной континуум. Другой вывод сводился к увеличению массы тела по мере роста скорости, а скорость света устанавливалась механическим верхним пределом, который невозможно преодолеть. Вероятно, наиболее известный из всех его выводов заключается в том, что масса и энергия являются эквивалентными и взаимозаменяемыми величинами; его итогом стало знаменитое уравнение E = mc².

Все эти принципы в большей или меньшей степени прогнозировались физиками предыдущих поколений, но лишь одному Эйнштейну удалось связать их в единую, простую и элегантную физическую систему. Безусловно, превращение ядерной массы в ядерную энергию давно вошло в разряд повседневных представлений, но осознание возможности превращения массы в энергию имело, помимо прочего, грандиозное значение для понимания механизмов выработки энергии в звездах (эту тему мы уже затрагивали).

Общая теория относительности Эйнштейна была в гораздо большей степени его собственным творением, чем специальная. В ней он рассмотрел, как меняются физические законы, если записать их в системах координат, движущихся друг относительно друга с ускорением. В специальной теории пространство-время понималось примерно так же, как в евклидовой геометрии. Оно было «плоским». В пространственно-временном континууме интервал может быть задан посредством несложной экстраполяции теоремы Пифагора на случай пространственной геометрии. Начиная с 1830‐х гг. (а некоторые следы этих идей можно найти и в более ранние исторические периоды) математики начали разрабатывать теории неевклидовой геометрии, где пространство было как бы «искривлено», наподобие того, как это представлено в геометрии сферической поверхности. Понятно, что на поверхности сферы теорема Пифагора позволяет получать только приблизительные значения, причем только для малых треугольников.

Для создания общей теории относительности Эйнштейн нуждался в концепции искривленного пространства-времени. Он установил несколько принципов, согласно которым кривизна (она может меняться при переходе от одного места к другому, как это наблюдается в случае почти всех объектов привычного нам мира) создается материей. Одна из его наиболее блестящих и очень важных догадок была связана с поведением частиц, свободно движущихся в этом искривленном пространстве-времени. Он полагал, что они движутся вдоль геодезических линий. Геодезическая линия в пространственно-временном континууме аналогична кратчайшему расстоянию между двумя точками в евклидовом пространстве. На двумерной плоской поверхности оно будет образовывать прямую линию. Если мы выберем частный случай поверхности сферы, то кратчайшим расстоянием (а также наиболее длинным) будет дуга «большого круга» между выбранными точками. В теории Эйнштейна геодезические линии пространственно-временного континуума таковы, что частица, свободно движущаяся под действием гравитации, будет следовать вдоль этих линий. Поэтому нет никакой нужды в дополнительном законе, определяющем силу гравитации. Гравитация встроена в геометрию. Кроме того, в общей теории относительности имеются особые виды геодезических линий нулевой длины – это траектории световых лучей. И здесь мы снова имеем случай, когда геометрия оказывает физике неоценимую услугу, как она делала это и раньше, причем с необыкновенным изяществом.

У нас еще будет случай поговорить о различных моделях Вселенной, в которых прогнозы, высказанные относительно распределения материи, приводили к конкретным выводам, касающимся «геометрии пространства-времени». Безусловно, Вселенная, сумма всей материи, может меняться – изменение с течением времени является условием существования пространственно-временного континуума. Одна из наиболее очевидных особенностей теории гравитации Эйнштейна: мелкомасштабные гравитационные проблемы принципиально не могут быть разрешены без понимания общей геометрии пространства-времени, а это требует наличия знаний о всей материальной системе в целом. Таким образом, новая теория гравитации с неизбежностью становится обязательным элементом развития космологических представлений. Собственно, первая релятивистская модель Вселенной была представлена Эйнштейном 8 февраля 1917 г. Она получила название «цилиндрической» модели, хотя задействованный здесь термин имеет весьма общее значение, опирающееся на математическую аналогию. (В этой модели пространство рассматривалось как трехмерная поверхность четырехмерного цилиндра.)

Мы часто употребляем выражение «геометрия пространства-времени», и иногда бывает полезно видеть в нем не более чем косвенную отсылку к совокупности правил, позволяющих рассчитывать интервалы между «точками», обладающими пространственными и временными координатами. Как было показано выше, в обычной геометрии для определения расстояния между точками в пространстве (если известны координаты точек) можно использовать теорему Пифагора. В неевклидовой геометрии – независимо от того, относится ли это только к пространству или к пространству-времени, – для решения этой задачи используются более сложные законы и более сложные правила расчета; в них обязательно должны учитываться масса и энергия системы.

Эйнштейн был далеко не первым из тех, кто использовал неевклидову геометрию в физике. Есть и более ранние прецеденты, о которых следует упомянуть хотя бы в двух словах. В 1830‐х гг. Николай Лобачевский, один из трех математиков, внесших решающий вклад в окончательную доработку неевклидовой геометрии (двое других – Янош Бойяи и Карл Фридрих Гаусс), предложил произвести проверку кривизны пространства астрономическими методами. Это требовало знания параллакса далеких звезд, но в то время не существовало столь точных сведений о параллаксах, какие были ему необходимы. Другую попытку объединить новый тип геометрии с физическим миром предпринял немецкий математик Лежен Дирихле, который до конца 1850‐х гг. занимался изучением закона гравитации в неевклидовом пространстве. Но он, скорее всего, относился к этой задаче всего лишь как к увлекательному математическому упражнению. В конце столетия астроном Карл Шварцшильд высказал ряд доводов (очень схожих с доводами Лобачевского), касающихся последних параллактических измерений, для определения верхней границы параметра, именуемого кривизной пространства, в двух различных видах геометрии. В 1889 г. Огюст Калинон настолько продвинулся в этом вопросе, что стал отстаивать идею, согласно которой расхождение между нашим и евклидовым пространством может зависеть от времени. В XIX в. разрабатывались и другие спорадические попытки выявить эмпирические связи с некоторыми новыми типами неевклидовой геометрии, но Эйнштейн был первым, кто выдвинул идею о прямой связи гравитации с геометрической структурой риманова пространства-времени, как он это называл. Он выбрал это название потому, что следовал методам аналитического рассмотрения неевклидовой геометрии, введенным в 1850‐х гг. немецким математиком Георгом Фридрихом Бернхардом Риманом.

Когда Эйнштейн впервые опубликовал общую теорию относительности, западный мир был расчленен войной; чуть более двух десятилетий спустя она разразилась с новой силой. Период между двумя войнами стал золотым веком для выработки беспрецедентного количества новых и перспективных космологических идей, но, как мы показали в предыдущей главе, и до этого времени некоторые из наиболее талантливых астрономов возвращались к идее о том, что туманности представляют собой «острова Вселенной» – галактики, похожие на наш Млечный Путь. Мы уже знакомились с тем, как Истон пришел к выводу: наша Галактика похожа на спиральные туманности, но его рассуждения не выглядели вполне убедительными. Например, Эддингтон в своей монографии «Движения звезд и строение Вселенной» (1914) был вынужден признать полное отсутствие прямых доказательств, касающихся природы спиральных туманностей. Невозможно понять – находятся ли они внутри или за пределами нашей звездной системы, но в целом его мнение сводилось к тому, что теория звездных островов является «хорошей рабочей гипотезой». Сам же он продолжал рассуждать о строении Вселенной, состоящей только из звезд: по его мнению, звезды являются важнейшей составной частью Вселенной, а вопрос о природе спиральных туманностей он лишь слегка затронул на последних двадцати страницах книги. Мы видели, как это интуитивное предположение удалось подтвердить тщательными наблюдениями, проведенными в 1920‐х гг. Сложившаяся историческая ситуация была замечательна тем, что космология уже ожидала своего часа, полностью готовая к новым экспериментальным открытиям.

Общая теория относительности обретала весомую значимость только на больших и очень больших расстояниях. В многочисленных астрономических предсказаниях, сделанных Эйнштейном и другими специалистами, расхождения между его теорией и теорией Ньютона (которую Эйнштейн в значительной степени использовал как образец) отличались крайней незначительностью, однако когда рассматривались огромные звездные и галактические массы и когда брались расстояния, соизмеримые с расстояниями между галактиками, предсказания, как правило, сильно разнились. Для Эйнштейна важным стимулом к продолжению исследований служило понимание проблем, возникающих даже в масштабах нашей Солнечной системы. Вот одна из таких головоломок: теория гравитации Ньютона, способная учитывать едва заметные возмущения планетного движения, вызываемые действием других планет, и, казалось, составлять верные и высокоточные прогнозы для большинства планетных положений на столетия и даже на тысячелетия вперед, не смогла объяснить обнаруженное у Меркурия смещение перигелия. Незначительность этого смещения служит показателем того, насколько совершенной стала к тому времени техника наблюдений. Ньюком получил для этого необъяснимого роста значения перигелия величину 43 секунды дуги за столетие – число настолько малое, что для смещения перигелия хотя бы на один градус, потребовалось бы около восьми тысячелетий. Теория Эйнштейна давала расчетную величину лишь на одну секунду дуги меньшую, чем наблюдаемое значение.

Существовали и другие проблемы, некоторые из них мы уже затрагивали в предыдущих главах. Если подходить к решению космологических задач, исходя из предположения о бесконечности Вселенной, то стандартная ньютоновская теория, основанная на хорошо знакомой евклидовой геометрии, приводит к ряду противоречий. Почему материя Вселенной не сконцентрировалась под действием сил гравитации в одном объеме? В самом деле, в 1890‐х гг. Карл Нейман и Хуго фон Зелигер (упомянем только двух этих ученых) попытались видоизменить закон гравитации Ньютона, чтобы избавиться от этих сложностей. С этой целью они, как бы странно это ни звучало, ввели космические силы отталкивания, которые, как они полагали, противодействовали гораздо более мощным силам гравитационного притяжения, и это нашло свое отражение в более поздней релятивистской космологии. Теоретические сложности подобного рода, как может показаться, уводят нас от астрономии, но они были столь же важны для будущей космологии, как осознание того, что спиральные туманности по своему статусу сравнимы с нашей Галактикой.

Изучение поведения материи, обладающей небольшой средней плотностью и равномерно распределенной по всей бесконечной Вселенной, приводило к еще одному очевидному парадоксу. Это парадокс бесконечной силы гравитации (или гравитационного потенциала), но были и другие, не имеющие прямого отношения к гравитационным свойствам мироздания, такие как давний парадокс темного ночного неба. Некоторые ученые пытались избежать этих проблем введением в физические законы небольших изменений, другие, как, например, шведский астроном Карл Шарлье (в 1908 и 1922), желая сохранить законы в прежнем виде, вносили соответствующие изменения в стандартные представления о распределении космической материи. Шарлье отказался от утверждения, согласно которому материя распределена в космическом пространстве в целом равномерно, и предположил (подобно Ламберту), что Вселенная организована иерархически, как группы систем внутри других систем. В действительности, для такого утверждения не существовало никаких экспериментальных доказательств, хотя сам вопрос продолжал оставаться открытым вплоть до того времени, когда подтвердился статус шаровых скоплений и спиральных туманностей. Кроме того, был еще один, третий способ видоизменения традиционных трактовок крупномасштабных гравитационных проблем – отказ от идеи, что пространство, в котором мы обитаем, подчиняется правилам обычной евклидовой геометрии. Как мы уже выяснили, Эйнштейн начал работать именно в этом направлении.

Во всех перечисленных случаях использовался именно космологический подход, то есть рассматривалась вся космическая материя в целом. Более того, вопросы, постепенно прояснявшиеся в ходе этой работы, имели отношение к проблемам, часть которых возникла в процессе споров, разгоревшихся в посткоперниканский период, а именно – что при выборе методологии разработки той или иной космологической теории начинают действовать строгие правила конвенциальных соглашений. Если кто-то в силу сложившихся обстоятельств твердо верит в истинность евклидовой геометрии, а эмпирические данные грозят разрушить эту веру, то, как правильно заметил Анри Пуанкаре, всегда найдется возможность сохранить геометрию посредством видоизменения чего-нибудь другого, например законов оптики. В свою очередь, тот, кто твердо верит в необходимость сохранения простоты ньютоновского закона гравитации, может аналогичным образом менять геометрию. Космология во все времена демонстрировала широкий спектр возможностей либерализации суждений о том, что есть на самом деле научная истина, и этот урок не прошел даром для других физических наук, хотя его проникновение туда потребовало большего времени.

До первой четверти XX века основные положения Ньютона и Евклида являлись неоспоримой догмой для подавляющего большинства ученых-практиков, и сопротивление предлагаемым изменениям было, поистине, велико. Приведем еще один пример практически единодушно разделяемой веры, бытовавшей в первые три десятилетия XX в. и, конечно, в предыдущие столетия: почти каждый специалист полагал, что Вселенная в целом статична. Отсутствие видимых изменений у преобладающего числа звезд и галактик, казалось, гарантировано сотнями лет наблюдений. Единственной неочевидной вещью, вызывавшей легкое беспокойство у сторонников классической очевидности, был, похоже, темный фон ночного неба. Кто же мог ожидать обнаружения высоких лучевых скоростей при отсутствии значительных собственных движений? В послевоенный период количество туманностей с большими лучевыми скоростями, определенными по доплеровскому смещению, стало стремительно расти; но убежденность в том, что мы являемся обитателями статичной Вселенной была очень сильна, и даже спустя много лет после этого открытия существовала целая индустрия поиска альтернативных интерпретаций указанного спектрального смещения, объясняющих его не через реально наблюдаемую скорость, а через что-то другое. Как мы увидим вскоре, даже у Хаббла – главного героя упомянутого сюжета – эта мысль на первых порах вызвала сомнение.

Если не вдаваться в подробности, то существовало три главных объяснения аномального движения перигелия Меркурия. Некоторые астрономы, как, например, Леверье в 1859 г., предлагали признать наличие невидимой или едва видимой материи, обращающейся вокруг Солнца, например астероидов. Другие считали, что для оказания такого влияния вполне подойдет зодиакальный свет. В то время как третьи предпринимали попытки модифицировать закон гравитации Ньютона. По всей видимости, первым, кто взглянул на проблему под таким углом, был Асаф Холл (1894). По иронии судьбы, Зелигер высказал свою гипотезу зодиакального света (1906), также начав с предъявления космологических претензий закону Ньютона. Третья группа пыталась ввести помимо гравитации другие физические силы – например, кулоновские. Все эти разнообразные гипотезы были предметом горячих обсуждений, особенно в период с 1906 по 1920 г., в результате чего удалось тщательно протестировать множество новых идей. Астрономы-теоретики не только обсуждали альтернативные теории, как, например, теория поглощения гравитации, но и пытались проверить их с помощью тщательно разработанных экспериментов. В результате Виллем де Ситтер получил возможность пройти, так сказать, космологическую стажировку, проведя в 1909 и 1913 гг. критический анализ закона гравитации.

В начале XX в. между астрономами и прикладными математиками существовало гораздо более тесное профессиональное сотрудничество, чем принято полагать. Эйнштейну в астрономических вопросах много помогал Эрвин Фрейндлих. Де Ситтер и Эддингтон внесли немалый вклад в развитие общей теории относительности и объединение ее с астрономией. Оба они отличались отменной подготовкой для выполнения этой цели. Де Ситтер к тому же был одним из многих влиятельных учеников Каптейна, вполне возможно, что самым талантливым из них. В период между 1897 и 1899 гг. он работал под руководством Дэвида Гилла в Королевской обсерватории в Кейптауне, а затем вернулся на должность ассистента к Каптейну в Гронинген. В 1908 г. он переехал в Лейден. Как уже упоминалось, Эддингтон служил в Королевской обсерватории в Гринвиче, где он проработал с 1906 по 1913 г. В 1912 г. он возглавил экспедицию по наблюдению солнечного затмения в Бразилии, и нет ничего удивительного в том, что именно он оказался тем человеком, который возглавил одну из двух британских экспедиций 1919 г., получивших экспериментальное подтверждение одного из прогнозов Эйнштейна: лучи света, проходящие вблизи солнечного диска, изменяют направление своего распространения на строго заданную величину. (На ил. 245 представлена фотография, сделанная в 1990 г. с помощью космического телескопа «Хаббл», ярко иллюстрирующая этот эффект.) И де Ситтер, и Эддингтон были хорошими специалистами по статистическому анализу собственных движений звезд, их распределению, как это делалось в традиции, заложенной Каптейном, и по осуществляемому на этой основе моделированию строения Галактики; кроме того, и тот и другой имели исчерпывающее представление о последних достижениях в области астрономии больших масштабов. Но только познакомившись с общей теорией относительности Эйнштейна, каждый из них сумел внести свой собственный весьма существенный вклад в новую космологию.

Начиная примерно с 1911 г. де Ситтер стал заниматься вопросами потенциальных последствий привнесения теории относительности в практическую астрономию. Он интересовался самыми разнообразными фундаментальными проблемами, такими как взаимосвязь между принципом Маха и принципом общей ковариантности (две идеи, оказавшие серьезное влияние на формирование общей теории относительности), теория излучения Ритца (конкурировавшая со специальной теорией относительности Эйнштейна) и астрономическая значимость идеи относительности времени (представленная в обеих теориях Эйнштейна). Он в течение трех лет регулярно переписывался с Эддингтоном, встречался в Лейдене с Эйнштейном и физиками Паулем Эренфестом и Хендриком Лоренцем, обсуждая с ними вопросы, представлявшие общий для них интерес. Эйнштейн ценил это знакомство, поскольку оно позволило ему (благодаря публикации двух работ де Ситтера в 1916 г.) ознакомить британскую публику со своими идеями, несмотря на все еще бушевавшую войну. Эддингтон успокоил своих коллег, сообщив им через де Ситтера, что Эйнштейн является антипруссаком.

Эддингтон немедленно оценил революционный характер новой работы Эйнштейна, как только узнал о ней от де Ситтера. Он с головой погрузился в изучение математических основ общей теории относительности и в 1918 г. написал блистательную работу «Доклад о релятивистской теории гравитации», корректурные оттиски которой вычитал де Ситтер. Эту публикацию можно рассматривать как пробу пера перед написанием Эддингтоном книги «Математическая теория относительности» (1923) – работы, которую сам Эйнштейн охарактеризовал в 1954 г. как лучшее изложение его идей, вне зависимости от используемого языка. В заключительной части своего доклада, в контексте изложения модели де Ситтера (чуть позже мы поговорим о ней чуть более подробно), Эддингтон счел возможным упомянуть об «очень больших наблюдаемых скоростях спиральных туманностей, которые, судя по всему, являются звездными системами», и добавил: «Пока еще рано говорить о том, обнаруживают ли спиральные туманности некое систематическое разбегание, но по тому, что удалось определить на сегодняшний день, очевидный перевес – на стороне удаляющихся туманностей». Упоминания о том, что многие обнаруженные туманности обладают скоростями, направленными в сторону удаления от Солнца, и разбегание может быть «систематическим», оказались предвестниками грядущих открытий.

В 1916 г. Пауль Эренфест поделился с де Ситтером своими соображениями о том, что часть проблем, связанных с представлениями о нашей Вселенной как о чем-то бесконечном, может быть устранена, если заменить ее моделью замкнутой Вселенной. В качестве аналогии такого типа неевклидова пространства-времени в обычном пространстве можно выбрать, например, сферу, которая обладает конечной поверхностью, но при этом движение по этой поверхности вдоль линий больших кругов будет бесконечным. Она безгранична и, в этом смысле, бесконечна, у нее нет края. В 1917 г. Эйнштейн попытался создать модель стационарной Вселенной с похожими конечными пространственными характеристиками, но для этого ему понадобилось ввести пресловутую «космологическую постоянную». Это способствовало возникновению представлений о силах отталкивания, проявляющих себя даже в пустом пространстве, которые могли удерживать Вселенную в статичном состоянии в случае, если космические силы отталкивания в точности равны силам гравитационного притяжения находящейся в ней материи. Считалось, что эта постоянная является универсальной константой, величина которой неизвестна, но она обладает заведомо малым абсолютным значением. Эйнштейн привел несколько различных интерпретаций этой константы, и в течение последующих более чем десяти лет было высказано необычайно большое количество строго обоснованных соображений как по поводу ее преимуществ, так и ее недостатков. Де Ситтер принял эту идею, но отнесся к упомянутой константе как к «постоянной, нарушающей симметрию и изящество исходной теории Эйнштейна, одной из главных подкупающих особенностей которой является способность объяснять столь многие явления без привлечения новых гипотез или эмпирических констант». Они рассматривали эти вопросы, не отдавая себе отчета в том, что космологическая постоянная (как ее теперь называют) была самым настоящим троянским конем, неся в себе объяснение еще не открытых к тому времени космологических явлений. Мы снова встретимся с этим параметром в его современном понимании в главе 20. Его по-прежнему обозначают греческой буквой Λ (лямбда), которую выбрал для него Эйнштейн, записывая свои обновленные уравнения поля.

Как уже говорилось, одним из новаторских положений Эйнштейна, введенных им в общей теории относительности, являлось воздействие гравитационных масс на всю систему. Кроме того, он считал, что верно и обратное: гравитация нуждается в существовании материи, поскольку как же без нее может изменяться геометрия? Уравнения теории поля (устанавливающие связь между материей и геометрией), как он полагал, не имеют решений в пустом пространстве. В очень скором времени ему была продемонстрирована ошибочность этого утверждения, поскольку де Ситтер представил три варианта решения, которые, на первый взгляд, выглядели очень необычно. (Де Ситтер исходил из того, что модель должна быть изотропной – то есть постоянство наблюдаемых явлений не должно зависеть от направления – и стационарной. Кроме того, он наложил дополнительное ограничение, согласно которому пространственная компонента пространственно-временного континуума должна удовлетворять определенным условиям, определяемым постоянством кривизны.) Одна из этих моделей была, собственно, эйнштейновской. Она содержала материю ограниченной плотности (ее значение зависело от космологической постоянной), но обладала нулевым давлением. В другой модели плотность, давление и космологическая постоянная равнялись нулю. В третьей модели приводилось решение, которое по сей день называется решением де Ситтера. В нем плотность и давление также равнялись нулю, но сама модель обладала крайне необычным свойством: наблюдатель, как предполагалось, обладал способностью регистрировать покраснение удаленных источников света, несмотря на то что исходным условием модели являлось отсутствие в ней объектов, обладающих массой, которые могли бы излучать свет в окружающее пространство! Модель была предложена в период, когда красное смещение в спектрах спиральных туманностей стало обнаруживаться все чаще и чаще, и возникло предположение, что она находится в хорошем согласии с реальным миром, несмотря на предполагаемое в ней априорное отсутствие у Вселенной массы.

Несмотря на потенциальную возможность использования модели де Ситтера в мире спиральных галактик, она встревожила некоторых его читателей, включая Эйнштейна, но по другой причине. Модель выявила «горизонт» каждого из ее наблюдателей – определенное расстояние, на котором какой-либо конечный пространственно-временной интервал между двумя событиями будет соответствовать бесконечному значению интервала между их временны́ми координатами. Впоследствии это было интерпретировано как Природа, застывшая в неподвижном состоянии. В мире Эддингтона «области, находящиеся вне горизонта… навсегда отрезаны от нас этим временны́м барьером». После появления модели де Ситтера возможность существования различных горизонтов подобного рода составила важный раздел космологических дискуссий. Де Ситтер, равно как и Эддингтон, хорошо поработал над преодолением возникшей сначала растерянности, как это было, например, в случае понимания природы времени с одной стороны, как часов, а с другой – как координаты.

Покраснение удаленных источников, названное «эффектом де Ситтера», не объясняется исключительно эффектом Доплера. Если бы это было так, то, по всей вероятности, общее разбегание спиральных туманностей удалось бы немедленно обнаружить. Однако и де Ситтер, и Эддингтон настаивали (исходя из различных предположений) на реальном существовании разбегания. Согласно их расчетам, значительное количество частиц Вселенной де Ситтера, обладавших в начальный момент времени нулевой скоростью, должно демонстрировать тенденцию к рассеянию, но до определенного предела – до того момента, когда их скорости станут соизмеримы со скоростью света. В 1920‐х гг. данный вывод подвергся серьезной критике; и вообще, в ходе рассматриваемого десятилетия развернулась жаркая полемика вокруг интерпретации ключевых постулатов этой теории. Вскоре интерес к решениям, полученным де Ситтером, пошел на спад, поскольку их дополнили другими, не менее интригующими, казалось, более правдоподобными.

Будет нелишне добавить, что даже в 1970‐х гг. несколько физиков (в частности, в Париже) отстаивали идею покраснения света в результате преодоления больших расстояний. В настоящее время подобные гипотезы photons fatigués (уставших фотонов) считаются всецело отвергнутыми. Обычно они высказываются теми, кто полагает, что Вселенная стационарна. Реальность разбегания удаленных галактик, как принято сегодня считать, подтверждена наблюдениями определенного типа сверхновых (тип I), которые набирают яркость и гаснут в строго заданном временном режиме. Когда эти «часы» удаляются от нас, их ход, если можно так выразиться, оказывается замедленным, и это отставание напрямую связано с красным смещением. В настоящее время подавляющее большинство астрономов убеждены, что красное смещение вызвано реально существующим расширением Вселенной; но торжество такой точки зрения, несомненно, стало результатом долгого и трудного пути.

Когда Эйнштейн конструировал свою общую теорию относительности, лучшие астрономы мира придерживались единогласного мнения о том, что картина звездной вселенной Каптейна или ее ревизия, произведенная Карлом Шварцшильдом, более или менее удовлетворительна. Используя статистические методы, особенно после того как они были расширены и приведены в единую систему Оортом, астрономы начали приобретать «вселенскую ментальность» ровно в тот момент, когда общая теория относительности достигла своей космологической фазы. Данные, полученные с помощью новых американских телескопов, неожиданно превратили отвлеченные математические выкладки в нечто большее, чем просто академические упражнения. Мы уже видели, как в 1918 г. Шепли настойчиво отстаивал идею о том, что Галактика обладает гораздо бо́льшим диаметром, чем ей приписывали ранее, относя это в том числе к удаленности Солнца от ее центра. Начались попытки определения расстояний до спиральных туманностей, но что можно было сказать об их движении?

Красное доплеровское смещение в спектрах звезд обнаружил Г. К. Фогель уже в 1888 г., а Уильям Хёггинс попытался измерить радиальное движение «туманностей» спектроскопическими методами еще в 1874 г., но его оборудование не обладало достаточной точностью для решения этой задачи. Первый ощутимый успех пришел в 1890–1891 гг., когда Джеймс Эдуард Килер измерил лучевые скорости десяти планетарных туманностей. Килер, будучи урожденным американцем, прошел обучение в Германии, после чего, сменив несколько должностей в Соединенных Штатах, добился больших успехов в Ликской обсерватории благодаря увеличению чувствительности фотопластинок и применению прекрасных вогнутых дифракционных решеток, изготовленных великим мастером по производству подобного оборудования Генри Роуландом из Балтимора. До своей скоропостижной кончины в 1900 г. Килер успел сделать еще несколько аналогичных измерений. После смерти Килера его мантию передали Уильяму Уоллесу Кэмпбеллу, поскольку последний был не только директором обсерватории, но и ведущим специалистом в области спектроскопических наблюдений. Уже в 1893 г. состоятельный член правления обсерватории Дариус О. Миллс выделил фонды на спектрографические исследования по программе, разработанной Уоллесом Кэмпбеллом, предполагавшей использование большого 36-дюймового рефрактора Ликской обсерватории. (Кэмпбелл был на короткой ноге с такими миллионерами, как, например, Фиби Апперсон Херст, подарившая ему впоследствии автомобиль для обсерваторских нужд.) Он производил важные измерения лучевых скоростей не только в Соединенных Штатах, но и в Чили, где основал южную станцию. После того как ему исполнилось шестьдесят лет (Кэмпбелл родился в 1862 г. в Огайо), астрономическая работа частично отошла на второй план, поскольку его избрали президентом первого университета Калифорнии, а затем президентом Национальной академии наук. И все же наиболее известная работа Кэмпбелла была посвящена лучевым скоростям звезд. Он начал свою карьеру в Ликской обсерватории в 1896 г., где официально учредил программу каталогизации данных, которые могли бы служить средством определения траектории движения Солнца среди звезд. Результатом этой работы стал массив данных, состоящий из более чем 25 000 спектрограмм, полученных в течение 30 лет для более чем 2770 звезд. Кроме того, специально выделили время для измерения лучевых скоростей 101‐й «газовой туманности», использованных для изучения движения того, что впоследствии оказалось «нашей» Галактикой.

Весто Мелвин Слайфер, сотрудник Лоуэлловской обсерватории (Флагстафф, штат Аризона), был первым, кто измерил лучевую скорость одной из спиральных туманностей (1912). Он закончил Индианский университет и с 1903 г. работал в Лоуэлловской обсерватории. Он использовал небольшие телескопы и довольно слабые спектрографы, но обладал превосходными спектрографическими навыками, приобретенными в ходе многолетних измерений периодов вращения планет с помощью этого метода. (Именно он впервые обнаружил полосы в спектрах спутников Юпитера; это стало для него настоящей проверкой на прочность.) Он обнаружил, что объект М31, большая «туманность» в созвездии Андромеда, приближается к Солнцу со скоростью 300 километров в секунду; эта скорость оказалась самой высокой из всех известных на тот момент. К 1914 г. у Слайфера было уже тринадцать измеренных скоростей (или спектральных смещений, если исходить из стремления не упускать из виду другую интерпретацию и считать, что они вызваны эффектом де Ситтера). К 1923 г. он составил список скоростей 41 туманности (галактики), 36 из которых убегали от нас (спектральное смещение в красную сторону). Одна из них удалялась с невероятной скоростью – 1800 километров в секунду; а какое-то время спустя он обнаружил еще более высокие скорости. Для тех немногих, кто понимал механику этого вопроса, обнаружение столь аномальных значений скоростей было довольно ясным свидетельством того, что рассматриваемые туманности находятся далеко за пределами гравитационного влияния нашего Млечного Пути.

Когда Эддингтон формулировал свой вопрос о том, является ли разбегание туманностей «систематическим», он, похоже, имел в виду эффект, складывающийся из двух явлений: эффекта де Ситтера и рассеяния туманностей в упомянутом выше смысле. Затем эту идею подхватил Хаббл. Были и такие астрономы, которые надеялись вывести из результатов, полученных Слайфером, скорость Солнца. К таковым относились Карл Вирц и Кнут Лундмарк, однако вскоре они убедились в том, что имеют дело с гораздо более загадочным явлением. Вообще говоря, уже в 1925 г. Лундмарк использовал данные, полученные для сорока пяти туманностей, чтобы записать закон, связывающий скорость с расстоянием. Однако этот закон был получен в результате тщательной работы, проведенной Эдвином Хабблом, и анонсирован им в 1929 г. Это окончательно убедило бо́льшую часть астрономического сообщества в том, что Вселенная действительно неуклонно расширяется. Даже эта классическая работа Хаббла, любопытно отметить, была в значительной степени посвящена разбору движения Солнца.

Как уже упоминалось в главе 16, Хаббл использовал открытие Генриетты Ливитт, согласно которому интенсивность излучения ярких переменных звезд класса цефеид согласуется с периодом изменения блеска; чем медленнее происходят эти изменения, тем выше истинная яркость. Период колебания блеска звезды дает нам светимость; сопоставление ее с видимым блеском позволяет рассчитать расстояние до звезды (формальный вид этой зависимости приведен на с. 756). В качестве другого критерия для определения расстояния Хаббл использовал предположение, что наиболее яркие звезды в галактиках обладают одной и той же светимостью. Кроме того, согласно его допущению, и большинство самих галактик обладает одинаковой интенсивностью излучения. Как мы уже видели, использовав 100-дюймовый телескоп обсерватории Маунт-Вилсон, он обнаружил цефеиды в М31 и в других так называемых «туманностях», показав в 1924 г., что они не являются частью нашей галактики – Млечного Пути. Это само по себе было довольно неожиданно и имело большое значение, но сообщение, сделанное им в 1929 г. (в котором упоминались все вышеуказанные критерии) о том, что расстояния до туманностей пропорциональны скоростям их удаления, стало еще бо́льшим сюрпризом для тех, кто не следил за дискуссиями по вопросам релятивистской космологии; а для тех, кто следил, – бесценным подарком. В качестве приблизительного значения коэффициента пропорциональности Хаббл приводил величину 500 километров в секунду на один мегапарсек. Он использовал этот параметр для оценки расстояний до очень далеких туманностей по относительно легко измеряемым лучевым скоростям.

Здесь уместно будет сказать несколько слов о том, что упомянутая выше тенденция к удалению от Солнца, очевидным образом присущая спиральным туманностям, отнюдь не означает, будто Солнцу был возвращен статус центра Вселенной. Если взять в качестве примера комок теста, начиненного изюмом, то по мере того, как тесто будет подниматься в духовке, какую бы изюмину мы ни взяли, расстояние от нее до всех других изюмин будет увеличиваться. Вряд ли стоит говорить о том, насколько важны открытия Хаббла для последующих исследований в этой области, хотя чуть позже мы все же затронем этот вопрос. Если включить в рассмотрение объекты, находящиеся на расстояниях, во много раз превышающих доступные Хабблу, то есть гораздо более удаленные во времени, то станет очевидно, что расширение, которое кажется линейным для близких объектов (когда скорость прямо пропорциональна расстоянию), меняется с течением времени и, на деле, является ускоренным. Кроме того, как мы знаем, полученные Хабблом значения расстояний содержали серьезную ошибку по крайней мере по двум причинам: во-первых, он не принимал во внимание разницу между двумя типами цефеид, а во-вторых, в то время ни сам он, ни кто-либо другой не могли знать, насколько важно учитывать роль поглощения света при использовании изобретенного им критерия «наиболее ярких звезд». (Чуть позже мы вернемся к указанной проблеме калибровки.) И все же эти ошибки не повлияли существенным образом на корректность полученной им простой линейной зависимости, поскольку их искажающее влияние находилось примерно в такой же зависимости от расстояния.

Закон расширения Вселенной, в котором скорость пропорциональна расстоянию, стал ассоциироваться с именем Хаббла, чему в немалой степени способствовала его крайне обстоятельная наблюдательная работа. Однако мы не можем обойти вниманием тот факт, что для его формулировки необходимо было знать как скорости, так и расстояния, и Хаббл в своей статье 1929 г. мог воспользоваться значениями скоростей, полученными Слайфером. Хотя к этому времени он уже сам производил дополнительные измерения в соответствии с собственной программой и вскоре, работая вместе с Милтоном Хьюмасоном на 100-дюймовом рефлекторе, существенно пополнил данные как по скоростям галактик, так и по расстояниям, причем с точностью, недоступной ни одному другому телескопу в мире. Роль, которую сыграл в этом предприятии Хьюмансон, сложно переоценить. Его карьера выстраивалась очень необычным образом: он был всего на два года моложе Хаббла и мог бы пойти по тому же пути. Будучи исключенным из школы в возрасте 14 лет (в столице округа Додж-Сентер, штат Миннесота), он получил возможность карьерного роста, устроившись в 1919 г. помощником астронома обсерватории Маунт-Вилсон; но ему пришлось проделать трудный путь, пробираясь сквозь иерархию различных мелких должностей, включая работу погонщика мула (при подъеме вьючных обозов к обсерватории в период ее основания) и сторожа обсерватории (в этом он был похож на Жана-Луи Понса из Марселя). Помогая Хабблу в его программе по сбору спектрографических данных, он проявил незаурядное практическое дарование, и именно ему принадлежит заслуга в получении большинства фотоснимков и измерении полученных фотопластинок. Даже в конце XX в. перечень скоростей 620 галактик, опубликованный им в 1956 г., составлял значительную долю измеренных на тот момент лучевых скоростей обычных галактик.

Большим телескопам сопутствует большая слава, и сегодня мы вспоминаем имя одного лишь Хаббла, однако на самом деле он являлся лишь частью сложного интеллектуального предприятия. Интерпретация смещения спектральных линий существенным образом зависела от используемых для этого базовых теоретических положений – была ли это общая теория относительности или что-то другое. Хаббл не слишком внимательно следил за последними теоретическими разработками в этой области, хотя за год до анонсирования своего открытия он обсуждал модель де Ситтера ни с кем иным, как с ее создателем. После этого он пришел к заключению, что обнаруженная им простая пропорциональность могла быть проявлением эффекта де Ситтера, и, более того, она могла являться всего лишь первым приближением к «наблюдаемому» ускоренному расширению, о котором говорил де Ситтер. В последующей переписке с де Ситтером Хаббл обмолвился: несмотря на то что в его работе речь идет о «наблюдаемых» скоростях, он оставляет окончательное решение этого вопроса за «вами и теми очень немногими специалистами, которые достаточно компетентны для обсуждения проблем подобного рода». Позже, высказываясь о насущной необходимости получения достоверных расстояний, он писал: «Этот факт, наряду с вполне естественной инерцией перед лицом революционных идей, сформулированных на мало знакомом языке общей теории относительности, отнюдь не способствовал немедленному продолжению исследований». Между тем дела обстояли таким образом, что в статье Говарда Робертсона, опубликованной в 1928 г., можно обнаружить хорошо аргументированное утверждение о существовании линейной зависимости между принятыми значениями скоростей и расстояниями до внегалактических туманностей. А Жорж Леметр высказывал эту идею и того раньше. Таким образом, можно сказать, что «закон Хаббла» (его типовое современное название) обладает некоторой особенностью – он назван именем не того, кто его впервые предложил, а того, кто его подтвердил.

Но вернемся к трем решениям уравнений Эйнштейна, полученным де Ситтером: после того как их представили на широкое обозрение, де Ситтер, Эддингтон, Людвиг Зильберштейн, Герман Вейль, Ричард Толмен и другие начали детально исследовать физические аспекты модели де Ситтера. В это время в России работал молодой специалист в области прикладной математики, существенно продвинувшийся в решении уравнений Эйнштейна. Александр Александрович Фридман был одним из основателей современной теоретической метеорологии и аэронавтики. Он не чурался и практического опыта, так как служил авиатором-метеорологом на Северном фронте во время Первой мировой войны. В 1920 г. Фридман вернулся в Петроград и стал преподавать в университете и Политехническом институте (спустя пять лет, незадолго до своей безвременной кончины, он был назначен на должность директора Главной геофизической обсерватории); вскоре после этого он опять занялся космологическими проблемами общей теории относительности. Он тщательно изучил несколько попавших к нему работ по общей теории относительности. Их число было крайне ограничено, поскольку советская революция и последующая блокада Советской России привели к прекращению поставок в страну зарубежной научной литературы. В 1922 г. Фридман опубликовал выдающуюся работу, ставшую первым исследованием в области общей теории относительности, появившимся в России. В этой работе он обратил внимание на возможность существования нестационарных космологических моделей. В его модели кривизна пространства (неевклидовый трехмерный аналог кривизны двумерной сферической поверхности) менялась с течением времени. Это стало первым признаком разрыва с одним из самых устойчивых скрытых предубеждений прошлого.

В 1924 г., за год до своей преждевременной кончины в возрасте тридцати семи лет, Фридман исследовал дальнейшие возможности развития стационарных и нестационарных миров, геометрическая особенность которых заключалась в том, что они обладали отрицательной кривизной. Исходя из этих предпосылок, он получил полный набор новых моделей. Он показал, каким образом в эти модели может быть введена материя и таким способом избавился от ограничений, налагаемых пустым миром де Ситтера. Его ранняя смерть не позволила ему узнать о своей будущей славе; с другой стороны, он не застал политических чисток, в результате которых с марта 1936 г. и по июль 1937 г. погибло более двадцати наиболее выдающихся советских астрономов16, и это резко затормозило реализацию множества исследовательских программ. (Даже в 1965 г. советский рецензент моей первой книги счел возможным написать, что единственным ее недостатком является отсутствие упоминания о величайшем космологе XX в. Владимире Ильиче Ленине. Как выяснилось, Ленин действительно написал на эту тему короткую заметку с элементами математики. И умер он в 1924 г., то есть задолго до начала чисток.)

Удивительно, что на первых порах работа Фридмана не привлекла почти никакого внимания со стороны научного сообщества. Эйнштейн отметил ее краткой критической заметкой, но впоследствии отказался от своих критических замечаний, основанных на допущенной им арифметической ошибке. К большому сожалению, Фридман удостоился лишь посмертной славы, которая пришла к нему в результате возрождения интереса к этой проблематике после выхода работы Леметра и Г. П. Робертсона. Если говорить о статусе научной космологии в Советском Союзе, то с конца 1920‐х гг. и вплоть до смерти Сталина в 1953 г. она была предметом разнообразных нападок, основанных на бесхитростных доводах, согласно которым сама идея о том, что время может быть связано с пространством, является «антидиалектической», а потому идеологически вредной. Одни научные единомышленники Фридмана оказались среди тех, кто погиб в ходе сталинских чисток середины 1930‐х гг., другие же, кому удалось избежать этой участи, были удостоены уничижительного прозвища «агентов Леметра», что имело антикатолический подтекст.

Леметр действительно являлся бельгийским иезуитским священником, обучавшимся инженерному делу, математике и физике в университете Лувена до и после Первой мировой войны. Во время войны он служил в бельгийской армии и был награжден крестом «За боевые заслуги». В 1923–1924 гг. он проводил совместные исследования с Эддингтоном в Кембридже, а после отъезда оттуда провел девять месяцев в обсерватории Гарвардского колледжа. После посещения Америки он написал свою первую космологическую работу, в которой высказал ряд возражений против модели де Ситтера от 1917 г. Эта модель не содержала вещества, но Леметру она не нравилась по другим соображениям: поскольку пространство в этой модели не являлось искривленным, его расширение должно было быть бесконечным. Практике обучения космологов требовалось пройти долгую эволюцию, прежде чем один из них сумел с такой беззаботностью отвергнуть эту идею, являвшуюся неотъемлемой частью ежедневно применяемой евклидовой геометрии.

Возражение Леметра против модели де Ситтера состояло в следующем: модель представляла Вселенную таким образом, как будто у нее есть центр. Он принялся за разработку собственной модели, в чем-то напоминающей модель Фридмана. Однако Леметр, точно так же как и Зильберштейн, сделавший это годом ранее, исходя из других соображений, выводит формулу, в которой спектральное красное смещение пропорционально расстоянию. Те или иные варианты «закона Хаббла», похоже, постоянно возникали то здесь, то там. Причина отсутствия к ним большого внимания могла состоять в том, что специалисты по общей теории относительности постоянно пользовались разными математическими приемами для преобразования одной модели в другую, каждая из которых обладала иными исходными свойствами. И даже Хаббл и Милтон Ласселл Хьюмасон из Института Карнеги в работе от 1931 г. обращали особое внимание на, возможно, «только кажущееся» странное поведение далеких туманностей, что-то вроде иллюзии, проявляющейся при наблюдении чрезвычайно удаленных объектов. Хьюмасон получил множество новых значений красного смещения и – при допущении их соответствия реальным скоростям, – семь из них давали скорости, превышающие скорость света, а это, по его собственному признанию, представляло собой обескураживающую статистику.

Если Вселенная действительно расширяется, означает ли это, что когда-то в прошлом она представляла собой небольшой массивный сгусток? Модели Фридмана и Леметра, похоже, допускали такую возможность. Но не является ли расширение из состояния этой «исходной сингулярности» всего лишь математической иллюзией? В 1923 г. Леметр принял сан аббата. Его наука содержала вполне определенные и важные для него теологические смыслы. Исходная сингулярность представляла собой то, чем невозможно было пренебречь, из чего можно было извлечь реальную пользу, увидеть в этом знак сотворения мира Богом. В 1927 г. он предпримет исследование более сложных моделей, где будет учитываться в том числе давление излучения. Это особенность его стиля. Если Фридман и большинство других специалистов, занимавшихся общей теорией относительности в течение первых двух десятилетий после ее открытия, являлись, прежде всего, математиками, то Леметр – физиком, о чем ясно свидетельствуют его последующие работы.

В 1927 г., любопытно отметить, Леметр встречался с Эйнштейном, и тот сказал Леметру, что, несмотря на внешнюю корректность его работы с математической точки зрения, он не верит в следующее из нее расширение Вселенной. Позже Леметр обмолвился о сложившемся у него впечатлении, будто Эйнштейн не слишком владел последними астрономическими фактами; и, по-видимому, Эйнштейн действительно не признавал нестационарную Вселенную вплоть до своей поездки в Калифорнию в 1930 г., где он обсуждал этот вопрос с Хабблом. Именно Эйнштейн в ходе этой случайной встречи в 1927 г. впервые познакомил Леметра с ранними работами Фридмана, после чего тот стал очень скромно отзываться о своих собственных достижениях. Однако, когда он прочел заявление Эддингтона, выступившего в защиту возросшего интереса к нестационарным релятивистским моделям, он почувствовал потребность написать бывшему наставнику и напомнить ему о своей работе от 1927 г. В это время Эддингтон работал со своим аспирантом Джорджем Канлиффом Маквитти над проблемой нестабильности сферического мира Эйнштейна, а потому немедленно выразил благодарность в отношении выводов, изложенных в работе Леметра, о которых он, вероятно, слегка подзабыл. Модель Эйнштейна нестабильна по самой своей природе. И если наша Вселенная действительно описывается ею, то мы должны предполагать существование реального расширения, о чем уже говорилось в связи с обнаружением красного смещения у далеких галактик. Эддингтон убедил в этом де Ситтера, и благодаря этим двум широко признанным авторитетам астрономический мир узнал о важных теоретических достижениях, остававшихся невостребованными в течение трех и более лет. Эйнштейн дал расширяющейся Вселенной свое благословение, а множество популярных статей и заметок разнесли это известие по миру печатных СМИ, для которых «относительность» наконец-то стала чем-то вроде культа.

Позже Эддингтон внес отдельные усовершенствования в модель Леметра, и новая «модель Леметра – Эддингтона» стала служить стандартной базой для интерпретации последних данных, полученных в обсерватории Маунт-Вилсон. Она отображала Вселенную, эволюция которой начиналась с остановившегося эйнштейновского мира с неопределенным возрастом (ил. 234). Возраст Вселенной был и оставался неразрешенной проблемой. Нехитро сформулированный «закон Хаббла» ставил скорость галактик в прямую зависимость от расстояний до них. Коэффициент пропорциональности обладал размерностью (1/время). Обычно его называют постоянной Хаббла H. Согласно этой простейшей интерпретации, величина (1/H) принималась равной возрасту Вселенной, то есть времени, прошедшему с тех пор, когда галактики составляли единое целое. Приняв данные Хаббла и использовав закон линейного расширения, Эддингтон высказал предположение, что оно началось около двух миллиардов лет назад. Разнообразные, отличающиеся друг от друга релятивистские модели давали примерно то же значение. Когда, спустя довольно долгое время, появились утверждения (основанные на измерении радиоактивности горных пород), что возраст Земли составляет четыре миллиарда лет, то есть примерно в два раза больше, чем «время Хаббла», модель Леметра – Эддингтона, на первый взгляд, получила явное преимущество над остальными моделями. Было очень полезно понимать исходную «фазу Эйнштейна» как состояние, которое может поддерживаться неопределенно долгое время.

масштабный фактор

234

Модель расширяющейся Вселенной Леметра – Эддингтона и ее связь со стационарной моделью Эйнштейна

Ситуация изменилась примерно в 1952 г., когда Вальтер Бааде с помощью 200-дюймового телескопа «Хейл» Паломарской обсерватории и Э. Дэвид Тэкери с помощью 74-дюймового телескопа Рэдклиффской обсерватории в Претории (по тем временам – самого большого в Южном полушарии) обнаружили ошибку, допущенную Хабблом в оценке расстояний до галактик. На протяжении некоторого времени астрономов не оставляло беспокойство по поводу того, что расстояния, полученные Хабблом, давали основания полагать: наша Галактика значительно больше всех других известных галактик, а возраст Вселенной, вытекающий из линейной трактовки хаббловского расширения, оказывается меньше, чем время жизни радиоактивных изотопов. В 1952 г. Бааде одним махом разрешил эти затруднения, заявив, что он перекалибровал зависимость период-светимость у цефеид и обнаружил занижение в два раза предыдущих оценок расстояний до галактик, следовательно, радиусы далеких туманностей должны быть удвоены, и то же самое следует сделать с временны́м масштабом Вселенной. Все это Бааде получил в процессе изучения двух типов звездных населений, каждое из которых обладало своими пульсирующими переменными, и к ним следовало применять разные параметры зависимости период-светимость. (Мы видели на с. 773, что ошибка расстояний Шепли была вызвана той же самой причиной.) В течение следующего десятилетия в результате совместной работы обсерватории Маунт-Вилсон, Паломарской и Ликской обсерваторий (в рамках программы, осуществляемой Милтоном Хьюмасоном, Николасом Мейолом и Алланом Сэндиджем) постоянная Хаббла была изменена еще раз и с тех пор неоднократно подвергалась пересмотру. Картина выглядела примерно следующим образом: если мы возьмем обычно используемую размерность постоянной Хаббла, то есть километры в секунду, деленные на мегапарсек, то она будет меняться в пределах значений от 450 до 550 в довоенный период, затем упадет до интервала между примерно 300 и 100 или ниже в период между 1952 и 1960‐ми гг., а в канун нашей эпохи начнет колебаться между 50 и 100. На рубеже тысячелетий наиболее общепризнанным было значение, равное примерно 72, с ошибкой порядка 10 процентов, хотя и сама ошибка может оцениваться разными способами.

После заявления Бааде, сделанного в 1952 г., модель Леметра – Эддингтона уже не имела такого преимущества перед своими конкурентами. (Но в 1960‐х гг. она вновь привлекла внимание, когда ее попытались использовать для объяснения концентрации красных смещений квазизвездных объектов в окрестности 2. Изменения длин были результатом разбегания.) Однако даже в 1990‐х гг. находились космологи, которых нисколько не беспокоило то, что их Вселенная моложе составляющих ее объектов. Можно усмотреть глубокую этимологическую справедливость в том, что одной из важнейших функций космического телескопа «Хаббл» стало уточнение параметров расширяющейся Вселенной. Например, была развернута программа наблюдений цефеид в других галактиках, даже таких удаленных, как скопление в созвездии Дева, позволившая повысить точность шкалы космических расстояний.

Вскоре Леметр утратил веру в свою теоретическую модель и начал заниматься другими вещами, но его работа сумела в корне изменить пристрастия ряда других теоретиков и привлечь их внимание к новым физическим аспектам расширения. Ричард Чейз Толмен являет собой показательный пример космологов нового типа. Окончив Массачусетский технологический институт и пройдя обучение в Германии, он устроился преподавателем теоретической физики и физической химии в Калифорнийском технологическом институте. Будучи автором первого американского учебника по (специальной) теории относительности, Толмен живо интересовался наблюдениями, проводимыми Эдвином Хабблом (который, выражаясь космологическим языком, находился в пределах его ближайших окрестностей), и написал блестящее и очень важное исследование о возможностях включения термодинамики в релятивистскую космологию. Среди других специалистов-физиков с не менее широким кругом интересов были Артур Эддингтон, Джордж Маквитти и Уильям Маккри. Большинство космологов-математиков предпочитали концентрировать свои усилия на геометрических аспектах этого предмета, беря за исходное саму теорию Эйнштейна. Но потом появились астрономы-наблюдатели. Хаббл был не самым типичным из них. Хотя релятивисты с нетерпением ожидали надежной оценки расстояний, в это время продолжали вестись горячие дискуссии по поводу интерпретации красных смещений, и, похоже, именно Толмен заставлял Хаббла немного нервничать, когда речь заходила о трактовке красных смещений как показателей скорости. Большинство же астрономов не относились ко всему этому как к чему-то личному, и в результате словосочетание «расширяющаяся Вселенная» стало для многих людей крылатым словечком, обозначающим самое потрясающее астрономическое открытие последних дней. А сторонники принципа «чем больше, тем лучше» настаивали, что это – величайшее открытие всех времен.

На другом полюсе этого искушенного теоретизирования находился Эддингтон, который обладал замечательной способностью объединить практически все разделы математической физики, вследствие чего многие его коллеги относились к нему с глубоким недоверием. Предел его мечтаний – объединение общей теории относительности с квантовой механикой. В 1931 г. Леметр выступил с ответом на речь Эддингтона, посвященную этому вопросу. Эддингтон, будучи активным членом «Общества друзей» (квакеров), написал, что ему претит «понятие начала Мироздания». (Прошлое в модели Леметра – Эддингтона, напомним, простиралось в бесконечность. При обратном прослеживании оно асимптотически стремилось к эйнштейновскому стационарному состоянию.) Леметр объяснил, почему он верит в прогнозы квантовой теории, согласно которым мир в его исходном состоянии существенно отличался от современного устройства Мироздания. Законы термодинамики, по его словам, требуют, чтобы: 1) неизменное и сохраняющееся количество энергии было рассредоточено по отдельным несмешиваемым порциям (квантам); и 2) число этих квантов непрерывно росло. Если мы будем двигаться обратно во времени, утверждал он, мы будем встречать все меньшее и меньшее число квантов, пока не увидим, как вся энергия Вселенной сосредоточена в очень ограниченном их числе или даже одном-единственном кванте.

Так в 1931 г. появилась идея Первичного атома, единственного атома, чей атомный вес полагался равным массе всей Вселенной. Если у кого-нибудь возникнет желание назвать чьим-нибудь именем первую космологическую модель, которая включала в себя подлинный «Большой взрыв», некое начало, имеющее строго математическое определение, то Леметр обладал бы очевидным преимуществом перед всеми остальными. В 1929 г. Джеймс Джинс упомянул о начале, «не бесконечно удаленном во времени», но в общем и целом его рассуждения были весьма туманны. В мае 1931 г. журнал Nature опубликовал отклик Леметра на работу Эддингтона о рождении и гибели мира, появившуюся в мартовском выпуске того же журнала от 1931 г., в которой Леметр разъяснял, как его концепция Первичного атома может быть использована в целях наполнения релятивистских моделей конкретным содержанием. Он писал, что такой «уникальный квант» не может быть стабильным и должен делиться на все более мелкие атомы посредством какого-либо суперрадиоактивного процесса. Развивая свою мысль, он утверждал, что «согласно идее сэра Джеймса Джинса, некоторые остаточные эффекты этого процесса могут содействовать разогреву звезд до тех пор, пока атомы с малыми зарядовыми числами еще способны поддерживать жизнь». В ноябре 1931 г. Леметр вернулся к этой теме, объяснив в общих чертах, каким образом космическое излучение с чрезвычайно высокой энергией может быть интерпретировано как «отблеск первичного фейерверка, сопутствующего образованию звезды из атома, атомный вес которого немного превосходит массу самой звезды». (На ил. 235 показано, каким образом этот процесс становится стартовой точкой для реализации одной из многих возможных моделей Вселенной.) Он продолжал развивать эту теорию до 1935 г. и отложил ее только в 1945 г., когда вышла его книга на эту тему, которая, несмотря на популярное изложение, имела серьезный научный подтекст.

235

Семь отличающихся друг от друга типов релятивистской модели Вселенной. I сжимается до минимума, а затем расширяется в соответствии с так называемой моделью де Ситтера. II – модель Леметра – Эддингтона, начинающая расширение от эйнштейновского состояния (III) до состояния де Ситтера (см. правую часть ил. 234). IV постепенно расширяется, начиная от сингулярного состояния. Этот случай вызывал наибольшие симпатии у Леметра, который отождествлял ее начальное состояние с Первичным атомом. V модель похожа на нее, но ее кривая не имеет «точки перегиба». Это модель Эйнштейна – де Ситтера. VI модель – предельный случай V. Наконец, VII является типичной иллюстрацией осциллирующей модели, в которой Вселенная то расширяется, то сжимается, возможно, в повторяющемся режиме.

Чтобы подтвердить свои догадки, Леметру требовалась теория строения ядер, применимая к атомам с очень большим весом. Кроме того, он нуждался в дополнительной информации о космических лучах; о них к тому времени было известно не так много. Он полагал, что его гипотеза суперрадиоактивного космического излучения согласуется с утверждением Артура Холли Комптона, согласно которому космические лучи состоят из заряженных частиц; и его вера в эту идею еще более укрепилась после того, как он окончательно убедился в гораздо более высоких энергиях космических лучей, чем это предполагалось изначально. В этом было что-то пророческое. Он умер в 1966 г., через год после того как Арно Пензиас и Роберт Уилсон открыли микроволновое фоновое излучение. Последователь Леметра из Лувена Одон Годар имел возможность держать его в курсе всех дел до самых последних дней. За это время космология серьезно изменилась, но Леметр ясно осознавал, что это были изменения в направлении космологии, а отнюдь не гравитационной геометрии. Образование звезд, формирование галактик и распространенность различных химических элементов – все это фигурировало в его концепции. Чуть позже мы вернемся к проблеме многообразия химических элементов (начиная со с. 872), но только после того как возьмем на заметку несколько космологических теорий этого периода, развивавшихся более или менее независимо от главного направления общей теории относительности.

1930‐е гг. стали свидетелями космологического движения, представлявшего большую ценность для научной практики в целом. Обзорные работы Эддингтона не прошли даром и пробудили громадный интерес среди философов, особенно в том, что касалось природы теоретических сущностей. Конечно, некоторые проблемы вышли непосредственно из фундаментальной физики и обеих теорий относительности, но ответ на вопрос о том, действительно ли красное смещение является истинным доплеровским смещением, характеризующим скорость, на первый взгляд, зависел от того, что следует понимать под расстоянием. Как только этот вопрос начал подвергаться рефлексии, была тут же проблематизирована вся сеть взаимозависимостей между наблюдательными данными и различными концепциями космологических теорий. Ни одна другая отрасль науки не уделяла столь пристального внимания анализу используемых в ней идей. В числе специалистов, заслуживающих упоминания, следует назвать Эддингтона, Э. Т. Уиттекера, Р. Ч. Толмена, Э. А. Милна и Д. К. Маквитти. Фигура Милна особенно интересна, поскольку при поддержке У. Х. Маккри, а затем – Дж. Дж. Уитроу он показал, каким образом можно построить «ньютоновскую космологию», не обращаясь к идеям Эйнштейна.

Эдуард Артур Милн был первым, кто подверг систематическому анализу свою «кинематическую теорию относительности» (1932). Это случилось спустя три года после того, как, покинув Кембриджский университет, он возглавил кафедру математики в Оксфорде. С помощью своей теории он построил модель мира в привычном пространстве обычной (евклидовой) геометрии. Она включала в себя систему фундаментальных частиц, движущихся друг относительно друга прямолинейно и равномерно и находившихся в непосредственном соседстве друг с другом в нулевой момент времени. С точки зрения одной из таких частиц или, скорее, наблюдателя, связанного с этой частицей, будет казаться, что другие частицы удаляются от нее. Это достаточно просто. Допустим, в какой-то заданный момент времени вся система умещается внутри некой сферы. Тогда эта сфера, размер которой определяется наиболее быстрыми частицами, будет расширяться с течением времени. Милн составил два различных варианта представления своей модели. Он придумал очень интересный способ изменения шкалы времени, поставив один тип времени в логарифмическую зависимость от другого, сделав это таким образом, чтобы система стала стационарной и каждая частица была жестко связана с определенной точкой пространства. Однако после этого пространство переставало быть евклидовым (оно становилось неевклидовым «гиперболического типа»), и временная шкала начинала отличаться от хода атомных часов.

Впоследствии Милн развил эти идеи сначала совместно с Уильямом Маккри, а затем с Джеральдом Уитроу, после чего они приобрели близкое сходство с общей теорией относительности. Первое представление о них можно получить, приняв во внимание одно важное усовершенствование в области эйнштейновской релятивистской космологии, введенное сначала Г. П. Робертсоном (в 1929 г.), а несколько лет спустя (независимо) – Артуром Дж. Уокером. Выражение «метрика пространства-времени» соотносится с формулой, посредством которой могут быть измерены интервалы между двумя событиями (точками пространства-времени) в одной из многих римановых (неевклидовых) геометрий. Как уже говорилось выше, это одно из обобщений теоремы Пифагора, относящейся к обычной геометрии. Робертсон рассмотрел, что произойдет, если ввести в новую геометрию два дополнительных ограничения. Согласно его постулатам, пространство-время является 1) однородным, то есть все его области равноценны, и 2) изотропным, то есть мир должен выглядеть одинаково во всех направлениях изо всех точек заданного (космического) времени. Получившаяся метрика пространства-времени (ее нет возможности изложить здесь подробно) была интересна тем, что она включала определенный коэффициент, зависящий от времени, – параметр, который следовало умножать на пространственный интервал между событиями. Другими словами, если взять теорию Эйнштейна и подчинить ее двум условиям космической симметрии, то она естественным образом приведет к чему-то очень похожему на «расширяющуюся Вселенную». Как мы могли убедиться, это действительно обнаружили несколько теоретиков до того, как удалось провести решающие астрономические наблюдения.

Обозначим упомянутый ранее коэффициент расширения общеупотребительным символом R(t). Этот множитель, зависящий от времени, иногда называют масштабным фактором; но мы не будем подробно рассматривать здесь все его многочисленные интерпретации. На данный момент будет достаточно уяснить, что та же самая метрика может быть получена в теории Милна, и это было сделано, как мы указали ранее, Робертсоном и Уокером на материале теории относительности Эйнштейна.

В обеих теориях метрика является не более чем стартовым этапом космологических рассуждений. Как расширяется Вселенная, то есть какой вид имеет зависимость масштабного фактора R(t) от времени, может быть определено только после введения в эту модель материи наблюдаемого мира со всеми ее физическими свойствами. В 1934 г. Милн и Маккри обнаружили, что с помощью применения к несвязанной системе одного остроумного математического приема ньютоновская механика и закон гравитации дают уравнения, в точности совпадающие с уравнениями Фридмана – Леметра в модели, где отсутствует давление (как с учетом космологического отталкивания по типу космологической постоянной Эйнштейна, так и без него). Если брать небольшой масштаб, то механические свойства модели будут более или менее такими же, как в общей теории относительности. Если брать большие масштабы, то подгонка друг к другу отдельных областей пространства осуществляется в этих двух теориях по-разному. И все же важным уроком стало то, что истинная природа расширяющейся Вселенной проявляется даже тогда, когда она изучается «классическими» методами.

Рассматривая раннюю историю релятивистской космологии, мы убедились в том, что вид масштабного фактора меняется при переходе от одной модели к другой. Например, он различается в моделях Эйнштейна и де Ситтера, Леметра и Эддингтона (являющейся ее разновидностью) и т. д. Интересную модель в 1932 г. Эйнштейн и де Ситтер предложили совместно. В ней масштабный фактор пропорционален времени в степени 2/3. Это делало современный возраст Вселенной равным только двум третям от хаббловского возраста. Другая модель, предложенная в 1938 г. П. А. М. Дираком, интересна отсутствием необходимости введения кривизны пространства, и масштабный фактор в ней пропорционален времени, возведенному в степень 1/3, поэтому возраст Вселенной составлял только треть от хаббловского. Оставляя в стороне вероятные преимущества и недостатки этих альтернатив, мы можем только повторить: было бы слишком очевидной ошибкой рассматривать постоянную Хаббла как показатель возраста Вселенной, используя для этого метод, который неоднократно применялся в период, наступивший после открытия глобального разбегания галактик. Что касается различных мнений об истинном возрасте Вселенной, высказываемых в 1930‐е гг., то это отдельная тема, однако мы напомним о трудностях, с которыми столкнулись астрономы после наблюдений, произведенных Хабблом.

Другими альтернативами общей теории относительности Эйнштейна стали теории гравитации, разработанные Дж. Д. Биркгофом, А. Н. Уайтхедом и Дж. Л. Сингом. Все они так или иначе затрагивали космологию. Их появление стало симптомом периода грандиозных интеллектуальных перемен. И, вне всяких сомнений, они были отчасти инспирированы желанием создать что-либо сопоставимое со сделанным Эйнштейном. Некоторые идеи, выдвинутые Германом Вейлем, Эддингтоном и Дираком, имели совсем другую тенденцию; первые две появились в 1930 г., а идея Дирака – в 1937–1938 гг. Как многие считали, их главный посыл заключался в том, что космологические наблюдения избыточны, и все необходимое можно получить из физических констант. Например, все безразмерные константы (только численные значения), полученные через определенную последовательность умножений, делений и возведения в степень физических постоянных, таких как масса протона, заряд электрона и т. д., как полагал Эддингтон, имеют почти одинаковые значения, равные примерно 10⁷⁹. Он считал, что это огромное число равно количеству частиц во Вселенной. Монументальное исследование Эддингтона, в котором излагались эти идеи, вышло под названием «Фундаментальная теория» под редакцией Уиттекера (хотя и по записям, оставленным самим Эддингтоном) в 1946 г., спустя два года после его смерти. Это заронило в души некоторых космологов смутное подозрение, что физика очень малых масштабов и физика космоса могут быть связаны друг с другом нумерологически, но большинство из них попросту проигнорировали данный факт. На первых порах Эддингтон действительно утверждал, что ему удалось вывести «постоянную Хаббла», близкую к величине, полученной самим Хабблом. Когда возникла потребность в пересмотре этой эмпирической величины, что, казалось бы, должно было привести к опровержению его методики, удалось обнаружить допущенную им ошибку, и искомая константа на самом деле оказалась очень близкой к исправленному значению. Однако последующие ревизии исключили возможность сохранения этого равенства.

В краткосрочной перспективе гораздо большее значение для наблюдательной космологии имела не завораживающая магия чисел Эддингтона, а непрерывная работа по выводу теоретических соотношений между наблюдаемыми количественными данными, ведущаяся такими специалистами, как Толмен, Маккри, Маквитти, Отто Гекман и другие. Теоретически использование этих соотношений – между видимой звездной величиной и красным смещением, между видимой звездной величиной и размерами галактик и т. д. – позволяло подвергнуть наблюдательной проверке различные космологические модели. Но практическая реализация этого замысла была отложена из‐за начала Второй мировой войны.

В 1918 и 1925 гг. для преодоления парадокса темного ночного неба У. Д. Макмиллан выдвинул идею, согласно которой излучение, распространяющееся в пустом пространстве, может неожиданно исчезнуть, а затем возродиться в виде атомов водорода. Как полагал Р. Э. Милликен, пионер в изучении космического излучения и коллега Макмиллана по Чикагскому университету, это может служить объяснением происхождения космических лучей. Данную идею вскоре опроверг А. Х. Комптон. В том, что в этой теории говорилось о «сотворении» атомов, не было ничего особенно необычного, поскольку в ней присутствовал источник энергии, благодаря которому это могло случиться. Толмен и другие специалисты также рассматривали превращение излучения в материю, и сначала то, что он написал, не привлекло серьезного внимания к его подходу.

Однако нашлись и другие специалисты, чьи догадки по поводу сотворения материи оказались гораздо более радикальными. В 1928 г. Джеймс Джинс, пытаясь объяснить спиральную форму туманностей, высказал предположение, что центральные части туманностей могут являться тем местом, где материя «вливается в нашу вселенную из какого-то другого, абсолютно чуждого нам пространственного измерения». Следовательно, добавлял он, нам они будут казаться «точками непрекращающегося порождения материи». Позже Милн отметил, что его кинематическая теория относительности подтверждает теоретические рассуждения Джинса.

Когда в 1937 г. кембриджский физик П. А. М. Дирак позаимствовал у Эддингтона несколько упомянутых выше идей, он был вынужден признать, что большие числа, встречающиеся в теории Эддингтона (если считать их пропорциональными эпохам), должны увеличиваться с течением времени. «Возраст Вселенной» является физической «константой» особого типа, поскольку он, несомненно, увеличивается с течением времени, однако он отнюдь не является безразмерной величиной. Его можно сделать таким, поделив на какое-либо фундаментальное физическое время, каким является, например, планковское время. (Его численное значение – 10^–43 секунды – может рассматриваться как своего рода атом времени.) Дирак полагал, что количество протонов и нейтронов во Вселенной, зависевшее в теории Эддингтона от эпохи, могло, таким образом, увеличиваться с течением времени (с учетом их непрерывного порождения), и гравитационная постоянная, соответственно, тоже могла меняться. Примерно в тот же период в Японии некоторые специалисты в области математической физики, представлявшие Хиросимскую школу, где подробно изучалась модель де Ситтера, также утверждали, что количество частиц должно увеличиваться со временем. В Германии Паскуаль Йордан продолжив работу, начатую Дираком, пришел к выводу: звезды в стадии сверхновой и даже целые галактики могут представлять собой материю в процессе ее порождения. Он считал, что Дирак, по всей вероятности, боялся нарушить закон сохранения энергии и поэтому с особой тщательностью анализировал возможные источники рождения новой материи. По его словам, это было связано с ослаблением гравитационной энергии во Вселенной.

Несмотря на тот факт, что авторы этих теорий являлись высококлассными специалистами в области фундаментальной физики, в тот период их теоретические рассуждения не привлекли почти никакого внимания; возможно, по причине того, что их высказывания на этот счет не пылали особым воодушевлением, к тому же они казались в высшей степени нереалистичными. Вскоре Дирак отрекся от своей идеи, но Йордан самоотверженно отстаивал ее вплоть до 1950‐х гг. Концепция непрерывного порождения не привлекала пристального внимания широкой аудитории вплоть до послевоенного периода, когда Герман Бонди, Томас Голд и Фред Хойл включили ее в новую космологическую теорию или, скорее, в целый класс теорий. К этому времени подходы к изучению Вселенной существенно отличались от тех, что были разработаны в 1920‐х и 1930‐х гг. Устаревшее представление о ее в целом статичном состоянии оказалось практически полностью отброшенным, и воцарилось почти единодушное согласие в том, что красное смещение является показателем реального расширения системы галактик. Шаг за шагом в этот процесс вовлекалось все большее и большее количество физиков, и это осложняло попытки возражений со стороны оставшихся упрямцев.

У нас еще будет возможность убедиться в том, что к тому времени Леметр, Гамов и другие продемонстрировали наличие у космологии всего необходимого для объяснения происхождения химических элементов. Когда Эддингтон писал свою работу о строении звезд, он почти не уделял внимания важной роли водорода и гелия, но уже после него Маккри разработал первую работающую модель большой водородной звезды. Бонди и Голд, приехавшие в Британию из оккупированной нацистами Австрии, были введены в курс некоторых астрофизических проблем Хойлом – сначала во время войны, когда все трое работали в военно-морском ведомстве, а затем в Кембридже, где они продолжили сотрудничество, особенно начиная с 1948 г. Их не удовлетворяла модель Леметра, решавшая, на первый взгляд, проблему столь сильно заниженного значения «возраста Вселенной», полученного некоторое время спустя из работы Хаббла, но только с помощью легкой подтасовки, то есть – постулированием неопределенной продолжительности «периода стагнации» (см. ил. 234 выше). У Голда возникла идея: если допустить существование процесса непрерывного рождения материи, то возникнет вероятность того, что Вселенная будет продолжать оставаться в стационарном состоянии, несмотря на общее расширение, в результате чего проблема «возраста Вселенной» просто перестанет быть актуальной. Бытует мнение, что эти три джентльмена пришли к такой идее после совместного просмотра фильма под названием «Глубокой ночью», который завершается повтором первой сцены.

С этого момента Бонди и Голд двинулись в одном направлении, а Хойл – в другом, хотя многие их идеи обладали очевидным сходством. Бонди и Голд преподносили свою работу как следствие одного из основных законов, названного ими «совершенным космологическим принципом»; согласно этому принципу, Вселенная всегда «остается стационарной в больших масштабах». До этого Милн (влияние его работ очевидно ощущается в этом утверждении) разрабатывал «космологический принцип», в котором постулировался не зависимый от места наблюдения вид крупномасштабной Вселенной; теперь же утверждалось, что и время наблюдения также не играет никакой роли. Иными словами, средняя плотность вещества и излучения остается одной и той же, и распределение по возрасту туманностей не меняется. В стационарной космологии средний возраст космических объектов составляет только третью часть «хаббловского возраста». Таким образом, как следовало из этой теории, возраст нашей Галактики должен быть гораздо выше среднего. Поскольку данные того времени о расстояниях привели многих исследователей к убеждению о необычайно больших размерах нашей Галактики по сравнению с другими, то казалось не таким уж невероятным, что ее возраст также превышает расчетное среднее значение.

Наиболее ранние публикации всех этих трех авторов появились в 1948 г. Методы Хойла выглядели менее радикально. На начальном этапе он взял за основу общую теорию относительности Эйнштейна; он также находился под влиянием принципа, впервые сформулированного Германом Вейлем в 1920‐х гг. Согласно этому принципу, каждой точке пространства-времени может быть поставлена в соответствие особая привилегированная скорость, и только определенная совокупность фундаментальных наблюдателей может видеть Вселенную в одном и том же виде. Хойл всего лишь добавил один новый член в эйнштейновское уравнение поля, интерпретировав его как показатель порождения материи. Однако это очевидным образом приводило к нарушению закона сохранения энергии – одного из наиболее сакральных физических законов. В 1951 г. Маккри показал, каким образом можно спасти уравнения Эйнштейна, иначе интерпретировав новое «порождающее поле» Хойла, а в 1960‐х гг. Хойл переработал свою раннюю версию в сотрудничестве с Дж. В. Нарликаром. Однако в конце 1940‐х и в 1950‐х гг. золотая пора стационарной космологии уже подходила к концу. Хойл выступил с серией блистательных лекций по новой «Третьей программе» Би-би-си, и на какое-то время его идеи стали темой широкого общенационального обсуждения в Британии, наряду с множеством протестных писем английского духовенства, опубликованных в прессе и прочитанных в виде проповедей, направленных против лихоимцев, возжелавших отринуть христианский догмат о единственности и неповторимости акта творения. Не помогло и то, что Хойл в подчеркнуто негативной манере адресовал всем враждебным моделям, начинавшим отсчет времени от некоторого момента в прошлом, уничижительный оборот «Большой взрыв»; Гамов, понятное дело, был одним из главных объектов его нападок по той причине, что сумел найти объяснение относительной распространенности химических элементов. Космологи, отстаивавшие стационарную модель, на какое-то время воспряли духом после выхода работы Хойла, Фаулера и Бербиджей, посвященной нуклеосинтезу в звездах (мы рассмотрим эту тему в конце настоящей главы). Их работа была в значительной степени инспирирована верой Хойла в стационарную космологию, с которой она очень хорошо сочеталась, однако со временем выяснилось, что их новая теория нуклеосинтеза может быть столь же замечательно приспособлена и к другим моделям. На деле, это оказалось их высочайшим достижением.

Первые данные наблюдений, свидетельствовавшие против стационарной теории, появились после подсчета небесных радиоисточников, произведенного сначала Мартином Райлом с несколькими британскими коллегами в Кембридже, а затем Бернардом Ярнтоном Миллсом и Джоном Г. Болтоном в Австралии и Марчелло Чеккарелли в Италии. Выяснилось, что число слабых радиоисточников превосходит число ярких источников в гораздо большей степени, чем это должно было быть, согласно прогнозам стационарной теории. Наиболее простое объяснение давала модель Большого взрыва. Оно заключалось в том, что яркие (по абсолютной величине) источники находятся в относительной близости от нас, а излучение, исходящее от далеких ярких источников, просто не успевает до нас добраться. Другими словами, согласно упомянутой эволюционной модели, заглядывая во все более далекие космические области, мы наблюдаем Вселенную на все более ранних стадиях ее эволюции, а потому обнаруживаемые там источники должны обладать более низкой светимостью.

Первые данные Райла, расцененные некоторыми специалистами как предельно ясный сигнал, были предъявлены в 1955 г., одновременно с выходом его последнего каталога, содержавшего описание 1936 радиоисточников. После этого он примерно в течение двух лет серьезно занимался изучением космологической проблемы. Заявление Райла от 1955 г., сделанное им совместно со своим студентом Петером Шуером, сильно наэлектризовало общественность. По вполне понятным причинам Райл никому не рассказывал о своих планах, но даже он не был готов к открытому наступлению на теоретиков стационарной модели ввиду того, что массовая британская пресса придавала очень большое значение этой полемике. Вскоре Джозеф Пози и Бернард Миллс в Сиднее обнаружили в результатах собственных радионаблюдений некоторые данные, слабо вязавшиеся с выводами Райла, и последний был вынужден терпеть едкие нападки как от защитников стационарной модели, так и от радиоастрономов. В течение последующих семи или восьми лет находились независимо мыслящие специалисты, расценивавшие происходящее так, что наблюдения Райла якобы содержат некоторую погрешность. На деле же, все эти замечания были направлены на снижение накала вокруг происходящего.

Таким образом, ситуация, сложившаяся в космологии к 1960 г., представлялась далекой от очевидной для всех, кто не имел отношения к разработке какого-либо конкретного варианта теории. Кроме того, существовало несколько релятивистских моделей помимо и сверх того, что мы рассмотрели ранее, – например, пульсирующие модели, где расширение (длящееся в течение миллиардов лет) сменялось сжатием, за которым опять следовала фаза расширения. Такие модели обладали чрезвычайно аномальными термодинамическими свойствами, что делало их в целом непопулярными в среде астрономов. Предпринимались попытки построить космологические модели на основе различных теорий гравитации, введенных в оборот, как уже говорилось выше, в 1920‐х гг. такими математиками, как А. Н. Уайтхед (его теорию дополнил Дж. Л. Синг) и Дж. Д. Биркгоф, но они не получили поддержки и не привлекли почти никакого внимания. Общая теория относительности Эйнштейна была еще далека от получения широкого признания, и многие из тех, кто пользовался только ею, вероятно, испытывали некоторые сомнения на ее счет. Наступивший перелом привел к очень быстрым изменениям, главным образом благодаря серии новых открытий, сделанных с помощью радиотелескопов, полностью поменявших привычные представления об астрономии.

Предложив идею Первичного атома, Леметр намного опередил свое время. На этом фронте не могло быть сделано никакого существенного прорыва до прогресса, достигнутого в области ядерной физики в середине и конце 1930‐х гг., но затем разразилась война, в ходе которой большинство физиков, обладавших надлежащими знаниями, было привлечено к решению более насущных проблем. Однако уже в 1942 г., семь лет спустя после своей огайской работы, посвященной предполагаемой роли нейтронов в выработке энергии и синтезе элементов в звездах (см. с. 816, глава 16), Джордж Гамов вернулся к своим ранним исследованиям в области нуклеосинтеза. Существовал целый класс теорий, получивших название «теорий равновесия» относительной распространенности элементов, где предполагалось, что сегодняшние наблюдательные данные должны соответствовать некоторому состоянию термодинамического равновесия между высокой плотностью, образуемой ядрами, и температурой, но никто из пытавшихся осуществить эти расчеты не сумел добиться приемлемого решения. Первая строчка из текста исследования Субраманьяна Чандрасекара и Луиса Р. Генриха от 1942 г. гласила: «Сегодня считается общепризнанным, что химические элементы не могут быть синтезированы при условиях, существующих, согласно современным представлениям, в недрах звезд». Гамов искал решение, пытаясь преодолеть препятствие, которое он называл «катастрофой тяжелых элементов»: надлежащая температура и плотность для известных элементов с малой атомной массой была возможна только при допущении крайне низкого содержания более тяжелых элементов. Поэтому он сменил направление, выбрав в качестве ориентира теорию, смутно напоминающую теорию Леметра. Его идея заключалась в том, что в процессе «спекания» нейтронов должны возникать элементы все более и более высоких атомных масс вплоть до урана, после чего включаются реакции распада (как это вскоре случилось в Аламогордо, Хиросиме и Нагасаки), а образовавшиеся в результате фрагменты заново запускают описанный процесс. Он рассмотрел этот процесс в условиях Вселенной, расширяющейся по сценарию, описанному специалистами в области общей теории относительности, не забыв сослаться на Александра Фридмана, который какое-то время был его учителем, и, конечно, автора концепции Первичного атома Жоржа Леметра.

В 1946 г. Гамов более тщательно рассмотрел проблему выбора подходящей космологии и нашел массу несоответствий. Прежде всего, как он обнаружил, общепринятое значение начальной скорости расширения слишком велико, чтобы состояние равновесия смогло хоть когда-нибудь реализоваться. Однако в том же самом году Ральф Ашер Альфер начал развивать эти идеи под его руководством в своей докторской диссертации в Университете Джорджа Вашингтона. Важнейшая часть исследования Альфера требовала знания скоростей протекания термоядерных реакций, однако в то время информация о таких вещах имела важное оборонное значение, а потому была засекречена. И все же, по счастливому стечению обстоятельств, Дональд Джеймс Хьюз – физик-ядерщик, работавший до переезда в Брукхейвен (Нью-Йорк) в Манхэттенском проекте, где он изучал разнообразные элементы на предмет их использования в ядерных реакторах, опубликовал эти данные, благодаря чему они стали доступны для Альфера. Выяснилось, что вероятность захвата нейтронов растет с уменьшением относительного количества элементов. (Для атомных масс примерно до 100 наблюдалось экспоненциальное падение распространенности элементов, после чего она оставалась почти постоянной.) На основании этого Альфер разработал «модель нейтронного захвата» для нуклеосинтеза на ранних стадиях существования Вселенной и в 1948 г. представил полученные результаты в виде диссертации. Он обратил особое внимание на несколько проблем, оставшихся без ответа. Прежде всего, несмотря на то что его модель сумела объяснить плотность вещества в расширяющейся Вселенной, плотность излучения в ней имела чрезвычайно завышенное значение.

Это произошло в тот период, когда Альфер и Гамов объединили свои усилия с Робертом Херманом, который достиг глубоких знаний в очень широком спектре физических проблем – как теоретических, так и экспериментальных. Когда после окончания войны Гамов и Альфер решили обратиться к Херману, чтобы доработать модель Альфера, он был сотрудником Лаборатории прикладной физики Университета Джонса Хопкинса и работал в области физики конденсированных сред. В 1948 г. они опубликовали статью в ведущем издании Physical Review, которая занимала всего одну страницу и представляла собой не столько законченную работу, сколько программу для дальнейших исследований. Шутки ради ее подписали тремя именами – Альфер, Бете и Гамов, что соответствовало буквам греческого алфавита α, β, γ. (Бете имел весьма отдаленное отношение ко всему этому, и, как говорят, Херман был исключен из этого списка шутником Гамовым, поскольку отказался поменять свое имя на Дельта.) В ней говорилось, что все существенные ядерные процессы имели место уже в течение первого часа расширения. После объяснения того, как проходил процесс нуклеосинтеза, Гамов и Альфер рассчитали наиболее правдоподобные варианты распространенности элементов и предсказали, что гелий должен составлять примерно 25 процентов массы Вселенной. Это было замечательным достижением, подтвержденным дальнейшими наблюдениями. Однако авторы не произвели детального расчета распространенности легких элементов и не учли преобладания плотности излучения на ранних стадиях расширения Вселенной.

Работа αβγ породила целую серию похожих количественных исследований, образовавших смычку между новой физикой элементарных частиц и ранними геометрическими моделями Вселенной; в некоторых таких исследованиях в качестве отправной точки выбиралась модель Леметра. Теперь, по прошествии времени, можно сказать, что в том же году, но чуть позже, Альфер и Херман добились одного из наиболее впечатляющих достижений. В предыдущей статье Гамов привел обоснование прохождения молодой Вселенной через стадию «момента расщепления», в ходе которой фаза преобладания излучения сменилась фазой преобладания вещества, и Вселенная стала прозрачна для излучения. Изучив последствия такого расщепления, Альфер и Херман высказали предположение, что излучение, сохранившееся на ранней стадии Вселенной, все еще существует и его современная температура должна составлять примерно 5 K. Позже, в 1965 г., это излучение было зарегистрировано А. А. Пензиасом и Р. В. Уилсоном. Тот факт, что это событие часто описывается как одно из двух наиболее весомых космологических открытий истекшего столетия, придает указанному прогнозу дополнительную значимость.

Наконец, есть пара терминологических вопросов. Как мы уже видели, понятие Первичного атома Леметра не вполне соответствовало изначальному состоянию вещества, каким оно рисовалось Гамову с коллегами, тем более что у последних оно несколько раз менялось. Если не вдаваться в подробности, то у Леметра это был ядерный флюид умеренной температуры, а у Гамова и К^О – горячее, плотное и газообразное состояние Вселенной, в состав которой входили нейтроны, протоны и электроны, плавающие в океане излучения. Альфер обозначил его термином «Илем» – словом со спорной историей. Сегодня его часто пишут как «Йельм», что вполне для него подходит, поскольку оно было впервые употреблено в строках английского поэта XIV в. Джона Гауэра, который воспользовался аристотелевским греческим термином hyle (вещество, субстанция, в отличие от формы), записав его в винительном падеже. («Эту вездесущую материю нарекают особым словом Илем».) Альфер открыто признавался в том, что обнаружил это слово в «Новом словаре иностранных слов» Уэбстера, где оно характеризовалось как «изначальная субстанция, из которой возникли элементы», и добавлял: «Крайне желательно возродить это слово со столь подходящим смыслом». При этом он совершенно упускал из виду, что Аристотель использовал его лишь для разграничения понятия материи и формы, хотя, с другой стороны, это ведь было так давно.

Упомянутое разграничение понятий Первичного атома и Илема перестало быть актуальным после появления словосочетания «Большой взрыв», которое стало без разбора применяться к любой теории, где предполагалось, что мир неожиданно возник из какого-то первичного состояния. Как мы уже видели, последнее выражение появилось в 1949 г. благодаря Фреду Хойлу в ходе радиопередачи, где он защищал собственную стационарную теорию. (Можно только гадать о том, читал ли он Эддингтона, который писал в 1928 г.: «Я просто не верю, что современный миропорядок мог возникнуть в результате взрыва».) Подобно другим уничижительным названиям, как, например, «Квакер» или «Методист», сегодня это выражение используется в том числе самими сторонниками подобного рода теорий, причем в данном случае сторонниками самых разных направлений. В каком-то смысле это весьма прискорбно, поскольку рождает у некоторых людей склонность к изображению релятивистских теорий Большого взрыва в категориях Первичного атома, Илема, огненного шара или чего-либо еще, что взрывается, выбрасывая себя в наружный мир, который мыслится как пустое пространство. Как мы видели, в космологиях, основанных на общей теории относительности Эйнштейна, взрывается само пространство вместе с содержащейся в нем материей – как тесто с изюмом, если вспомнить уже употреблявшуюся аналогию.

Идея о том, что существует некое более или менее постоянное и универсальное соотношение, отражающее распространенность химических элементов с небольшими локальными отклонениями в ту или иную сторону, восходит к Харкинсу, Пейн и некоторым другим авторам. Она послужила стимулом Гамову с коллегами в их стремлении показать, что все химические элементы возникли на ранней стадии горячей Вселенной, когда температура и давление были достаточно высоки для повсеместного нуклеосинтеза. К 1940‐м гг. многие специалисты фактически принимали за аксиому невозможность синтеза химических элементов в недрах звезд. Почти в одно время с выходом работы Гамова в 1935 г., где он все еще надеялся найти решение для звезд, удалось открыть небольшое количество звезд, слегка пошатнувшее эту общую уверенность. Шел 1935 г., когда Уолтер Сидни Адамс, сын американских миссионеров, рожденный в Сирии, ставший впоследствии директором обсерватории Маунт-Вилсон, обнаружил вместе со своими коллегами «промежуточные белые карлики» с водородным линейчатым спектром непонятного типа, казавшегося абсолютно необъяснимым. (Современное название этих звезд – «субкарлики» – предложено в 1939 г. Джерардом Петером Койпером.) В 1946 г. мексиканские астрономы Луис Ривера Терразас и Луис Мунк обнаружили еще один загадочный тип спектра у звезд типа RR Лиры. Этот список был пополнен еще несколькими звездами, нарушавшими, как казалось, устоявшиеся воззрения. Они не находили никакого удовлетворительного объяснения вплоть до 1951 г., когда Джозефу У. Чемберлену и Лоуренсу Хью Аллеру удалось показать, что ослабление линии может возникнуть в результате заниженного содержания металлов по сравнению с водородом. Авторы этих открытий представляли их как свидетельства различия химического состава у разных звезд, но идея космического постоянства распространенности химических элементов отличалась такой прочностью, что в течение трех или четырех лет они не привлекали почти никакого внимания. Случилась даже такая история: отзыв одного из рецензентов на статью Адамса с коллегами понудил их подправить выводы в следующей работе, и сегодня все признают, что это было сделано напрасно (эхо отношения Рассела к Пейн?). В результате вопросы о том, как, когда и где образовались химические элементы, начали изучаться более широко и более интенсивно. Удалось обнаружить, что отношение распространенности тяжелых элементов к водороду в звездах может различаться в тысячи раз, в зависимости от возраста звезд и протекания их эволюции. К необычным спектрам, которые до того часто откладывались на потом как нечто из ряда вон выходящее, удалось применить новые методы обнаружения и измерения различий в распространенности тяжелых элементов.

В гало нашей Галактики были обнаружены субкарлики с чрезвычайно большими скоростями по отношению к Солнцу. Они испускали гораздо более высокий процент ультрафиолетового излучения, чем звезды, относящиеся к населению I типа того же спектрального класса, и этот «ультрафиолетовый избыток» был следствием их низкой металличности, что позволяло уходить почти всему ультрафиолетовому излучению. Их внешние слои, обладая большей прозрачностью, оказывали меньшее сопротивление излучению, что делало их более компактными и более горячими по сравнению с другими звездами такой же массы. Ультрафиолетовый избыток был открыт сначала Нэнси Грейс Роуман в Йерксе в 1954 г., затем, год спустя, Аллан Сэндидж и Мерл Уокер из Паломарской обсерватории (а позже и многие другие) нашли его у звезд некоторых шаровых скоплений. Случилось так, что задолго до этого Бааде высказал предположение: нет никаких сущностных различий между звездами, относимыми к типу высокоскоростных субкарликов поля, и звездами главной последовательности в шаровых скоплениях, и теперь критерий малой металличности, установленный Чемберленом и Аллером в 1951 г., подтвердил это предположение.

Середина 1950‐х гг. стала свидетелем многих дискуссий на тему относительной распространенности химических элементов, особенно на Солнце и схожих с ним звездах, относящихся к населению I типа. Например, в 1956 г. вышел важный обзор, составленный Гансом Э. Суессом и Гарольдом Клэйтоном Юри. Была инициирована новая серия наблюдательных программ, нацеленных на уточнение химической эволюции Галактики. В обсерваториях Маунт-Вилсон и Паломарской исследовали огромное количество высокодисперсных спектров, и к концу 1960‐х гг. не осталось никаких сомнений в том, что постоянство соотношений распространенности химических элементов было большой, хотя и объяснимой, ошибкой. Однако еще до начала 1950‐х гг. на сцене появился новый игрок со своей теорией звездной эволюции, объясняемой через нуклеосинтез, что имело непосредственное отношение к проблеме распространенности химических элементов.

Мы уже заводили разговор о том, как Бете и Вайцзеккер показали, что гелий может быть синтезирован из водорода посредством термоядерных реакций, протекающих в звездах. Несколько талантливых физиков занялись рассмотрением механизмов образования элементов с высоким зарядовым числом, снимая одну за другой возникающие проблемы. Этим занимались, например, Энрико Ферми и Энтони Л. Туркевич, пришедшие к выводу, что в результате первичного взрыва Вселенной не могло возникнуть ничего, кроме гелия. Но как появились другие элементы? Почему атомы золота и других драгоценных металлов встречаются так редко, а углерод можно обнаружить повсеместно? Почему магний и кремний менее распространены, чем кислород? Почему железо встречается относительно часто, равно как другие элементы, соседствующие с ним в периодической таблице? При температурах от 15 до 20 миллионов кельвинов цепные реакции, такие как протон-протонная реакция или CNO-цикл, могут синтезировать гелий из водорода, но как образуются более тяжелые ядра? Чем тяжелее ядра, тем сложнее преодолеть силы отталкивания между ними, поскольку они обладают бо́льшим электрическим зарядом; например, железо, зарядовое число которого равно 26, имеет 26 протонов, в то время как водород только один, а гелий – 2. Случайное распределение скоростей атомов в газе растет вместе с температурой, и при чрезвычайно высоких температурах можно ожидать, что тяжелые ядра начнут участвовать в обратимых реакциях, образуя состояние равновесия, однако какими в таком случае должны быть температура и плотность и могут ли они быть достигнуты в звездах? В уже упомянутой статье 1942 г. Субраманьян Чандрасекар и Луис Р. Генрих дали повод предполагать, что это вполне реализуемо, и вскоре их выводы были подкреплены работой Фреда Хойла из Кембриджского университета.

Хойл начал размышлять над весьма широкой проблемой распространенности химических элементов в редкие часы досуга во время работы над усовершенствованием радаров в годы Второй мировой войны. Он подсчитал, что для образования железа требуется стократно более высокая температура. Это не та температура, которая может быть достигнута внутри Солнца или других подобных небольших звезд, но, по его мнению, она могла существовать в более массивных звездах. Хойл опубликовал свое изящное доказательство в 1946 г., когда закончилась война, и можно с полной уверенностью сказать, что это была первая убедительная попытка объяснения нуклеосинтеза в звездах. Он, безусловно, подготовил почву для выхода более важных новых работ, написанных им в соавторстве с другими астрономами в течение следующего десятилетия. После того как он развил свои идеи и опубликовал их в другой, еще более важной работе 1954 г., все большее количество астрономов начали разделять его взгляды на существование кругооборота продуктов нуклеосинтеза, производимых в недрах звезд, затем выбрасываемых в межзвездное пространство, где они вновь включаются в процесс формирования молодых звезд. Таким образом, механизм возникновения химических элементов тяжелее водорода и гелия был распространен на все межзвездное пространство, насыщаемое материей в результате снижения массы звезд, лежащих на так называемой асимптотической ветви гигантов диаграммы ГР, и взрывов сверхновых. Поскольку этот круговорот рассматривался как непрерывный процесс, можно было ожидать, что металличность следующего поколения звезд должна быть выше, чем у предыдущего, хотя в различных местах могли наблюдаться небольшие отклонения. Возникло убеждение в том, что изучение металличности как функции возраста, скорости и местоположения в Галактике должно снабдить нас информацией о галактической истории, а может быть даже и об эволюции Галактики в целом.

Идея Хойла о кругообороте тяжелых элементов, формирующихся в звездных недрах, оказалась абсолютным новшеством, и не только такие ученые, как Гамов, инвестировавшие свою энергию в теории первичной распространенности элементов, были скептично настроены к ней. Имелись также некоторые сомнения относительно достаточности массы, теряемой звездами, чтобы удовлетворить соотношениям, задаваемым Хойлом, но в 1956 и 1960 гг. А. Дж. Дейч опубликовал данные о множестве звезд различных типов, свидетельствовавшие в пользу Хойла, и начиная с этого момента количество доказательств только продолжало увеличиваться. Было повсеместно принято, что потеря массы является крайне важным процессом в ходе эволюции звезд – как сверхмассивных и ярких, так и (в особенности) маломассивных звезд «асимптотической ветви гигантов», вносящих высокий вклад в межзвездную материю, необходимую для рождения новых звезд.

В астрофизическом сообществе второй половины XX в. наблюдалась не только растущая поддержка теории звездного нуклеосинтеза, но и ослабление сопротивления со стороны тех, кто продолжал придерживаться идеи первичного нуклеосинтеза. Одним из главных оснований для этого была проблема «нехватки массы 5». Не существовало стабильных нуклидов с массой, равной 5, что представляло собой определенную сложность при объяснении синтеза более тяжелых элементов из водорода и гелия, и эта сложность, на первый взгляд, гораздо проще преодолевалась, если использовать модель нуклеосинтеза в звездах, а не на ранних этапах эволюции Вселенной. Первый важный прорыв в этой области совершил Эрнст Юлиус Эпик серией работ, опубликованных между 1938 и 1951 гг. (Как мы уже упоминали в предыдущей главе, это был период суровых жизненных испытаний для Эпика, в ходе которого он переехал сначала в Гамбург, а затем – в Арман.) Он утверждал, что после того, как температура сжимающегося ядра звезды-гиганта достигает порядка 400 миллионов кельвинов, весь ее гелий может превратиться в углерод в результате тройных столкновений ядер гелия, что позволяет перескочить зазор массы 5.

Зная о работе Хойла 1946 г., но, очевидно, не подозревая о существовании публикаций Эпика, Эдвин Э. Солпитер сумел найти эффективное решение этой проблемы. Во время своего рабочего визита в Калифорнийский технологический институт для совместной работы с Уильямом Фаулером и Джесси Гринстейном он уже знал кое-что о потенциальной пользе совместного использования квантовой термодинамики и ядерной физики, первое представление о которых он получил в Англии, обучаясь у Рудольфа Пайерлса в Бирмингемском университете. Как можно было использовать синтез гелия для объяснения эволюции гигантов, не вступая в противоречие с убеждениями его гостеприимных хозяев? Солпитер произвел небольшой, но очень точный расчет, показавший, что тройная реакция альфа-частиц вполне осуществима в недрах звезд. Сначала две альфа-частицы (ядра гелия, состоящие из двух протонов и двух нейтронов) объединяются, образуя очень нестабильный изотоп бериллия (с атомной массой 8), но вероятность того, что он объединится с третьей альфа-частицей, вполне достаточна для получения статистически удовлетворительного количества захватов. В результате получается ядро углерода (6 протонов и 6 нейтронов; атомная масса 12). На это открытие претендовали еще несколько авторов, и даже сам Солпитер полагал, что он использовал весьма распространенные данные, но именно он продемонстрировал работоспособность этой реакции, а также достаточное время жизни бериллия 8 для захвата третьей частицы гелия и формирования стабильного углерода при температурах порядка 200 миллионов кельвинов.

Хойлу тоже пришлось обратиться за помощью к Фаулеру, который вслед за этим провел серию лабораторных экспериментов в Калифорнийском технологическом институте, что в будущем имело важное значение для решения целого ряда астрофизических проблем. В первую очередь Фаулер подверг проверке теоретическую догадку Хойла о наличии в ядре углерода так называемого резонанса, энергия которого должна соответствовать резонансам ядер бериллия и гелия. Для протекания тройной реакции альфа-частиц углерод должен пройти через стадию возбужденного состояния. В 1957 г. Фаулер с тремя своими коллегами продемонстрировал в лабораторных условиях, что такое состояние существует, в результате чего удалось установить крайне полезные партнерские отношения. Джеффри и Маргерит Бербидж совместно со своими коллегами написали книгоподобную статью, посвященную «космическому нуклеосинтезу», которая вскоре сама по себе стала классической; немаловажно и то, что у нее был собственный акроним, составленный из инициалов четырех ее авторов: B²FH. (В первый раз она появилась в Reviews of Modern Physics.) Важность для человека наличия во Вселенной углерода невозможно переоценить, поскольку этот элемент является неотъемлемой частью всех известных нам форм жизни; однако в данном случае он служил лишь переходным мостиком, позволяющим осуществить синтез более тяжелых элементов. Что еще важнее, тройная реакция альфа-частиц, приводящая к возникновению углерода, была невозможна с точки зрения теории, выдвинутой Гамовым и его сторонниками. Для ее осуществления требовались температуры, не превышающие миллиард кельвинов, поскольку при более высоких температурах скорость распада будет сводить на нет любой синтез, а к тому времени, когда эта температура будет достигнута, плотность «илема» (если только это слово применимо для обозначения бульона времени) будет слишком мала для осуществления указанной реакции.

В автобиографической работе «Моя мировая линия», опубликованной в 1970 г., Гамов иронизирует над Хойлом в пародийном изложении библейской Книги Бытия. Сначала Бог создал Излучение и Илем. После обхода элементов («Да будет масса два», «Да будет масса три» и так далее до трансурановых элементов) Бог заметил, что допустил промашку и забыл назвать массу пять. «И Бог сказал: „Да будет Хойл“. И стал Хойл. И Бог посмотрел на Хойла и велел ему создать тяжелые элементы любым способом, каким тот пожелает». Хойл, конечно же, создал их в звездах и распространил их повсюду взрывами сверхновых. История заканчивается тем, что сегодня ни Хойл, ни Бог, ни кто-либо еще не в состоянии постичь, как все это было сделано, настолько сложным оказался метод Хойла.

Хойл начинал с чтения лекций по математики в Кембридже. В 1958 г. он стал кембриджским плюмианским профессором, хотя продолжал проводить долгое время в Соединенных Штатах. Например, в Принстоне он делал совместную работу с Мартином Шварцшильдом по эволюции маломассивных звезд вдоль ветви красных гигантов на диаграмме ГР. Он продолжал сотрудничать с Фаулером в области ядерных процессов в звездах и сверхновых; и когда в 1983 г. Фаулер получил Нобелевскую премию по физике, многие полагали, что он должен был разделить ее с Хойлом. В 1960‐х гг. он издал много работ по сверхмассивным объектам и астрофизике высоких энергий; многие статьи Хойл написал в соавторстве с Бербиджами. Хотя он и не был столь же хорошим физиком-ядерщиком, как Зоммерфельд (Хойл являлся, скорее, прирожденным партнером), он обладал редким умением в распознавании искусственности окаменелого оперения – например, никто другой не настаивал с такой убежденностью, как он (в книге, написанной им в соавторстве с Чандрой Викрамасингхом и опубликованной в 1986 г.), что оперение знаменитого ископаемого археоптерикса из Британского музея представляет собой современную подделку. Эти двое джентльменов отстаивали весьма нестандартную гипотезу, согласно которой мутирующие формы жизни непрерывно поступают к нам из космоса, поскольку какая-то более развитая цивилизация решила засеять жизнью нашу планету.

В 1966 г. Хойл участвовал в создании Института теоретической астрономии в Кембридже по модели Института геофизики и физики планет Калифорнийского университета в Ла-Хойе. Он учредил в этом институте масштабную гостевую программу, в рамках которой оказывалось содействие американским стипендиатам, занимавшимся дальнейшим развитием концепции B²FH в вопросах, касавшихся элементов с бо́льшим атомным весом, чем у железа. При образовании еще более тяжелых ядер, таких как свинец и уран, энергия должна уже не высвобождаться, а наоборот – затрачиваться. Поэтому он и его сотрудники высказали догадку о существовании процесса «взрывного нуклеосинтеза», протекающего во время взрыва сверхновых, когда вещество, мгновенно разогретое ударной волной, взрывается и разлетается, разрывая звезду изнутри. Это еще один пример того, когда одна и та же работа велась в двух различных исследовательских центрах, почти не взаимодействующих друг с другом, поскольку те же самые идеи были независимо выдвинуты канадским физиком-ядерщиком Аластером Г. У. Камероном. Он обучался в университетах Манитобы и Саскачевана с небольшим перерывом на работу в атомном проекте в Чок-Ривере (штат Онтарио, Канада). После возвращения из Чок-Ривера он какое-то время преподавал в Колледже штата Айова (в настоящее время – университет), но в 1959 г. переехал в Соединенные Штаты. (Он закончил свою академическую карьеру в Гарварде.) В 1957 г. Камерон опубликовал исследования, показавшие, что во время вспышки сверхновой ядерное горючее может стать взрывоопасным. Малое внимание к его идеям несомненно объясняется скромным статусом, которым он обладал в начале своей карьеры, но работа, проделанная им в 1970‐х гг., подтвердила несколько догадок, высказанных им ранее, и роль сверхновых в кругообороте элементов во Вселенной стала приобретать все большее количество сторонников.

Ранние идеи Хойла, касающиеся нуклеосинтеза, были тесно связаны с его тогдашней верой в стационарность мира. Это понуждало его верить и в необходимость формирования самых разнообразных элементов на протяжении всей истории, поэтому оно не может быть приписано только первичному взрыву, вне зависимости от того, какой конкретный смысл мы придаем этому событию. Однако, основательно проработав новую доктрину B²FH, он и его коллеги обнаружили, что предложенный ими звездный процесс не способен объяснить распространенность химических элементов так, как им этого хотелось. Один из элементов, а именно – гелий, вызывал у астрофизиков особые сложности. Их расчеты показывали, что если Галактика изначально состояла только из водорода, то (если исходить из стандартных представлений о материи) ко времени рождения Солнечной системы лишь очень небольшая его часть сумела бы преобразоваться в гелий. Но нынешнее положение дел таково, что в самых старых космических объектах, где тяжелые элементы составляют только один или два процента от общей массы, на долю гелия приходится почти четверть, а в Солнце и подобных ему звездах – и того больше.

Именно Хойл со своим коллегой Роджером Тейлором были первыми, кто признал значимость этой высокой распространенности гелия. Размышляя в 1963 г. о недавно открытых квазарах, они задались вопросом, а не скрывается ли объяснение в том, что во Вселенной могут существовать гораздо более мощные взрывы, чем вспышки обычных сверхновых? В результате они произвели расчет количества энергии, способной выделиться при взрыве звезды, масса которой в миллион раз превышает массу Солнца, исходя из гипотетического предположения о существовании таких объектов. Они обнаружили, что если такая звезда достигнет температуры порядка десяти миллиардов кельвинов, то около четверти ее вещества преобразуется в гелий в течение первых ста секунд. Когда этот процесс завершится, объект начнет остывать, и проблема распространенности гелия будет красиво и точно решена. С другой стороны, это решение влекло за собой другую проблему. Где найти такое большое количество сверхзвезд, чтобы снабдить гелием всю Вселенную? В 1964 г., после открытия Пензиасом и Уилсоном космического микроволнового фонового излучения, астрономическое сообщество (и так не жаловавшее модель стационарной Вселенной) обратилось к теориям, так или иначе соотносящимся с Первичным атомом Леметра. Даже Хойл внес свой вклад в эти изменения, снова объединив усилия с Фаулером и своим новым сотрудником Робертом Вагонером. Они совместно просчитали совокупность ядерных реакций, которые могли происходить во время «горячего Большого взрыва».

После этого крупного и крайне важного прорыва, совершенного в космологии усилиями физиков-ядерщиков, наступила очередь других специалистов, насытивших эти исследования деталями и экстраполировавших их в область гипотетического начала процесса. В мире, где температура превышала современную в миллиард раз, атомные ядра должны были образовывать плотность в миллиард в кубе (10²⁷) раз выше ее современного значения, но даже в этом случае она не превышала плотности воздуха, а потому не выходила за пределы применения ядерной физики. Точное соответствие между прогнозами теоретиков и данными, полученными астрономами-наблюдателями, в конечном счете убедило большинство специалистов стать на сторону теории нуклеосинтеза «горячего Большого взрыва». Ранее мы уже сталкивались с 25-процентным содержанием гелия, полученным Гамовым и его коллегами в 1948 г. Конечно, Хойл и его истинные сторонники не могли сразу же согласиться с такой работой, выполненной в рамках концепции теории Большого взрыва. Согласно уточненным прогнозам, звезды и галактики должны были содержать не менее 23 процентов гелия, а наиболее старые объекты 23 или 24 процента (число, не нуждающееся в проверке). Аналогичным образом, дейтерий и более тяжелые элементы тоже образовывали правильные последовательности. Предположения, высказываемые теоретиками относительно современной плотности материи, были менее критичны, но они также находились в хорошем соответствии с наблюдениями. Самое весомое возражение против того, что космологи способны совершить обратную экстраполяцию до времен порядка одной секунды после начала расширения Вселенной, носило психологический характер, но начиная с 1960‐х гг. оно с необычайной быстротой сошло на нет.

Вскоре мы увидим, как теории стационарной Вселенной окончательно утратили свои былые позиции и как (уже на позднем этапе) открытие космического микроволнового фонового излучения склонило подавляющее большинство заинтересованных групп к тому, что теория горячего Большого взрыва, изложенная в рамках общей теории относительности, является в сущности верной, хотя и нуждается в дополнительном изучении последовавшей за этим истории эволюционных изменений отдельных ее составляющих. Неудачно названная «стандартной моделью», она с самого начала была чем угодно, только не стандартом, особенно когда космологи начали рассматривать фазы развития Вселенной до первой секунды, до первой миллисекунды и даже до первой микросекунды.

Подобно тому как Уильям Гершель, используя термометр, открыл инфракрасное излучение Солнца, не видимое человеческим глазом, а фотография позволила продлить спектр в ультрафиолетовую область, радиоприемники обеспечили возможность регистрации электромагнитного излучения в интервале длин волн примерно от 1 миллиметра до 30 метров. (Для сравнения, длина волны желтого света чуть меньше 6/10 000 миллиметра.) Связь между оптикой и классическими электромагнитными теориями устанавливалась в течение всего XIX в., но наиболее весомый вклад был сделан Джеймсом Клерком Максвеллом, причем в одиночку. Максвелл объединил электричество и магнетизм в единую теорию, и его уравнения выглядели таким образом, что распространение электрических волн в пространстве могло быть интерпретировано как явление, аналогичное световому излучению, но за пределами видимого диапазона. В 1882 г. физик из Дублина Джордж Фрэнсис Фицджеральд, основываясь на доводах теории Максвелла, стал горячо отстаивать точку зрения, согласно которой энергия самых разных токов может быть излучена в пространство, а через год представил описание прибора – магнитного осциллятора, – способного произвести такую передачу. Это повлекло за собой новые теоретические разработки, но их практическая отдача оказалась невелика. Оливер Дж. Лодж предпринимал некоторые попытки обнаружить электромагнитные волны в проводах, в то время как Джозеф Генри, Томас Алва Эдисон и другие показывали, что электромагнитное возбуждение может быть передано на довольно большое расстояние, но обычно их утверждения не принимались всерьез, поскольку предполагаемые эффекты мало чем отличались от локальных электромагнитных возмущений, вызываемых «индукцией». Американец английского происхождения Дэвид Эдуард Юз, плодовитый изобретатель, проявлявший особый интерес к телеграфии, достоверно доказал, что прерывистые сигналы, идущие от искрящего моста для измерения индуктивности (искра вызывалась с помощью часового механизма), могут быть зарегистрированы трубкой телефонного аппарата на расстоянии нескольких сотен метров, а до ста метров звучат очень отчетливо. В 1879 и 1880 гг. он продемонстрировал свой передатчик с искровым генератором представителям Королевского общества в Лондоне и официальным лицам Лондонской почтовой службы, однако и в этом случае было сделано заключение, что демонстрируемый эффект вызван индуцированием. Потерпев фиаско, Юз решил ничего не публиковать на эту тему.

В конце 1880‐х гг. скептицизм физического научного сообщества удалось, наконец, сломить благодаря выдающейся работе, проделанной Генрихом Рудольфом Герцем. Он работал у Гельмгольца, но в то время находился в Карлсруэ. Герц затратил много времени на проверку уравнений Максвелла – как с теоретической точки зрения, так и посредством большого количества проведенных им соответствующих экспериментов. Остается невыясненным, знал ли он что-либо о работах своих предшественников, когда в 1888 г. ему удалось получить «электрические волны». Он сделал это с помощью незамкнутого контура, подключенного к катушке индуктивности; сами же волны регистрировались с помощью обычной разомкнутой проволочной петли. Строго говоря, это событие ознаменовало собой рождение новой технологии, которая была не только действующей, но и хорошо объясненной. И все же в течение многих лет дальнейшее продвижение в этом направлении осуществлялось крайне медленно. Процедура принятия сигнала отличалась сложностью до тех пор, пока Джон Амброз Флеминг не совершил решающий прорыв, изобретя в 1904 г. термоэлектронную лампу. У него был отличный послужной список. Флеминг работал с Максвеллом в Кембридже, какое-то время консультировал лондонский филиал компании Томаса Алвы Эдисона; начиная с 1880‐х гг., вдохновившись работами Эдисона, он стал экспериментировать с радиопередатчиками и помог разработать конструкцию передатчика, использованную Гульельмо Маркони в 1901 г. для трансляции сигнала через Атлантический океан.

Хотя обычно радио воспринимается как порождение XX в. (как большинство из нас смутно припоминают, начало регулярного звукового радиовещания приходится на 1920‐е гг.), эта технология была относительно надежно отлажена уже на рубеже XIX–XX вв. Поскольку родственность оптического и электромагнитного излучений стала частью физического знания того времени, нет ничего удивительного в том, что некоторые астрономы стали рассматривать Солнце как потенциальный источник радиоволн. Уже в 1890 г. Эдисон со своим коллегой А. Э. Кеннелли обсуждали конструкцию соответствующей антенны с проводами, обрамляющими массивный железный сердечник. В 1897–1900 гг. Оливер Лодж установил в Ливерпуле весьма неплохой приемник в надежде зарегистрировать солнечные радиоволны, но получаемые сигналы тонули в помехах, порождаемых близостью большого города. Другие неудачные попытки предприняты в Потсдаме И. Вильзингом и Ю. Шейнером в 1896 г. и Ч. Нордманом в 1901 г.; к сожалению, они пришлись на минимум солнечной активности. Нордман создал довольно хороший прибор с длинной антенной и установил его высоко во французских Альпах. Если бы его терпения хватило больше чем на один день, он, вполне вероятно, добился бы успеха; однако его усилия также ни к чему не привели, и мысль о том, что Солнце является передатчиком радиоволн, была надолго забыта.

Первую надежную регистрацию исходящих от Солнца радиоволн осуществил Джеймс Стэнли Хей 27 и 28 февраля 1942 г. в ходе исследования феномена, первоначально расцененного как попытка немцев заглушить британский радар. Тот факт, что источником в данном случае являлось Солнце, был подтвержден данными других станций, развернутых во многих британских городах. Как позже удалось обнаружить, в то же самое время на Медонской обсерватории во Франции зафиксировали (визуально) мощные вспышки на Солнце. Хотя, по словам Хея, этот выброс в сотни тысяч раз превышал все самые смелые ожидания, он же отмечал, что его невозможно было бы обнаружить, если бы Солнце находилось от нас на таком же расстоянии, как самая близкая звезда. Лишь немногие звезды могут излучать радиоволны, способные достичь нас после преодоления галактических расстояний. Открытие Хея часто называют везением, однако прежде чем согласиться с этим, давайте обратимся к другим его достижениям. Он впервые открыл отражение радиолокационных волн от метеорных следов – при тех же обстоятельствах, когда удалось обнаружить солнечную радиацию. Именно он, а не кто-то еще, открыл радиогалактику Лебедь А (уже после войны). Удача сопутствует тем, кто ее достоин.

Радиоастрономия стала полноправной частью астрономической практики лишь в конце 1950‐х гг., но ее успешное применение берет начало с 1932 г. В этом году американский радиоинженер лаборатории телефонной компании «Белл» Карл Г. Янский, изучая помехи в недавно введенной в эксплуатацию трансатлантической радиотелефонной связи, обнаружил, что они исходят от внеземных источников. Его антенная система, установленная на полигоне в Холмделе, штат Нью-Джерси, обладала высокой направленностью, а приемник работал на частоте 20,5 мегагерца (это соответствует 15‐метровому диапазону). Как свидетельствуют данные наблюдений, четко различались три основных источника шума: близкие грозы, далекие грозы и фоновое шипение, которое варьировалось в течение суток. Сначала Янский решил, что зарегистрировал радиоизлучение Солнца, но поскольку Солнце меняло свое положение на небе, а радиоисточник – нет, он пришел к выводу, что имеет дело с совершенно другим явлением. В этот год активность Солнца была минимальна, и это создало благоприятные условия для изучения «помех» фонового шипения. Он занимался этим исследованием в течение года и установил: сигналы связаны с Млечным Путем, а наиболее мощный их источник находится в направлении центра Галактики. (Позже он высказал ошибочное предположение, будто сигналы исходят из апекса Солнца – точки, фиксирующей направление движения Солнца в пространстве.)

Янский публиковал свои результаты в течение следующих трех лет, а затем обратился к другим исследованиям. В то время его работы не привлекли почти никакого внимания. Однако Гроут Ребер, радиоинженер из Уитона (штат Иллинойс), самостоятельно построил параболическую антенну (именно такой внешний вид антенны знаком сегодня практически каждому) и в свободное от работы время повторил вслед за Янским почти все его наблюдения. В 1939 г., принимая сигналы на более высокой частоте и используя еще более узконаправленную антенну, он смог зарегистрировать мощный источник радиоизлучения на частоте 160 мегагерц. В период с 1940 по 1948 г. Ребер изготовил карту изофот фоновой интенсивности, создаваемой небом, что до этого было проделано лишь единожды в одной, неизвестной ему работе Дж. С. Хея с соавторами из Оперативной научно-исследовательской группы армии Великобритании. (Они работали на частоте 64 мегагерца, используя новейшие разработки радарного оборудования.) Самоотверженность, с которой Ребер занимался этой недавно возникшей темой, производит сильное впечатление; то же самое можно сказать и о его антенне, имея в виду его любительский статус. Радиоастрономы, как мы часто слышим, могут работать и днем и ночью. Но не все так просто, как кажется: чтобы избежать помех искровой эмиссии от автомобилей, Ребер вынужден был работать глубокой ночью. Его 9‐метровая параболическая антенна сохранилась и в настоящее время находится на территории Национальной радиоастрономической обсерватории в Грин-Бэнке (штат Западная Вирджиния) вместе с копией антенны Янского, выполненной в натуральную величину.

Для объяснения «галактических помех» было выдвинуто множество теорий. Как полагали некоторые астрономы, существует особый класс звезд, обильно излучающих в радиодиапазоне. В результате исследований в области ядерной физики возникло повышенное внимание к синхротронному механизму как к средству разгона заряженных частиц, поэтому нет ничего удивительного в том, что вскоре была предложена теория (впервые высказанная К. О. Кипенхойером в 1950 г.), согласно которой радиоволны излучаются высокоскоростными электронами, движущимися по спирали в магнитном поле Галактики. Когда электроны встречают магнитное поле, они начинают двигаться вокруг него по спирали, но не в одной плоскости, а по такой траектории, как если бы проволоку наматывали на карандаш. Круговое движение электронов вокруг «карандаша» (поля) подразумевает наличие непрерывного ускорения, направленного к центру вращения, а оно, в свою очередь, приводит к непрерывному испусканию (поляризованного) излучения. Электроны, скорость которых близка к скорости света, могли излучать радиочастотные сигналы с мощностью, достаточной для преодоления галактических расстояний. Однако в процессе излучения они теряют энергию, и для поддержания такого синхротронного излучения необходимо постоянное поступление новых электронов. И они, действительно, могут поступать из целого ряда высокоэнергичных источников, в число которых входят остатки вспышек сверхновых, квазары и различные виды активных ядер галактик.

В том же году подобная теория была предложена Ханнесом Улофом Й. Альвеном и Н. Херлофсоном, полагавшими, что можно допустить существование небесных источников синхротронного излучения гораздо меньшего масштаба, возможно даже сравнимых по размеру с Солнечной системой, и если это соответствует действительности, мы можем принимать радиоволны, испускаемые бесчисленным количеством дискретных звездных источников, а не только галактическим центром. Подобные идеи были заразительны. Советские ученые Виталий Лазаревич Гинзбург и Иосиф Самуилович Шкловский немедленно приступили к разработке синхротронной теории в приложении к радиогалактикам, и сделанные ими подробные прогнозы получили в высшей степени успешное подтверждение, особенно в том, что касалось поляризации излучения.

В целом же этот подход оказался не столь успешным, как в приложении к Крабовидной туманности, которая стала для астрономов своего рода испытательной площадкой для тестирования многочисленных теорий эволюции звезд. Сначала в 1921 г., а затем в 1939 г. сотрудник обсерватории Маунт-Вилсон Джон Ч. Дункан произвел тщательное сравнение фотопластинок Крабовидной туманности (полученных в 1909, 1921 и 1938 гг.) и пришел к выводу: она расширяется со скоростью порядка 0,2 угловых секунд в год. Современные размеры туманности позволили высказать предположение, что ее возраст составляет около 800 лет. В 1937 г. сотрудник Ликской обсерватории Николас Мейол измерил скорости расширения различных частей туманности с помощью спектрограмм и эффекта Доплера и получил удивительный результат. Скорости оказались гораздо больше всех полученных ранее и значительно превышали 1000 километров в секунду. В 1942 г. Оорт и Мейол опубликовали в Соединенных Штатах совместную статью, где утверждалось, что положение Крабовидной туманности совпадает с положением Сверхновой 1054 г., вспышка которой достаточно уверенно датируется по сохранившимся данным. Их работа сопровождалась обзором соответствующих свидетельств, приведенных в ранних китайских летописях, составленным датским ориенталистом Я. Ю. Л. Дёйвендаком и другими авторами, последовавшими его примеру в изучении этого интересного исторического сюжета. Из многочисленных измерений, выполненных учеными, расстояние до туманности получалось около 5000 световых лет, и эта величина позволила получить первую численную оценку значения энергии, излучаемой туманностью в настоящее время. В 1949 г. австралийские специалисты Джон Г. Болтон и Гордон Стэнли обнаружили, что Крабовидная туманность является мощным источником радиоизлучения. Спустя пять лет советские ученые В. А. Домбровский и М. А. Вашакидзе исследовали поляризацию излучения, исходящего от этого объекта (И. М. Гордон и В. Л. Гинзбург независимо друг от друга предсказали, что она может быть наблюдаема). Так догадка, высказанная Кипенхойером, дополненная новыми данными, превратилась в стройное описание явления. После того как в Паломарской обсерватории появилась дополнительная информация, полученная Вальтером Бааде, а также благодаря исследованиям, проведенным в Лейдене Яном Оортом и Теодором Вальравеном, стало ясно: и видимое оптическое, и радиоизлучение Крабовидной туманности генерируется электронами или другими заряженными частицами, испускающими синхротронное излучение.

Публикации Ребера достигли Нидерландов во время войны, после чего у Яна Оорта возникла мысль, что спектральные линии, находящиеся в радиодиапазоне, могут стать важнейшим инструментом для построения карт, дающих представление о вращении и структуре нашей Галактики. Как мы уже видели, именно это и было предметом его исследований, когда он использовал данные оптических наблюдений, основанные на скудном потоке видимого света, которому удается просочиться через плотные пылевые облака, расположенные в галактическом диске. Радиоволны, как он понимал, наверняка могут проходить сквозь эту пыль, и доплеровское смещение какой-либо спектральной линии, испускаемой галактическими газами в радиодиапазоне, даст возможность измерить их скорости. Оорт поручил своему студенту Хендрику К. ван де Хюлсту рассчитать, какие это могут быть спектральные линии и какова их наиболее вероятная частота. Ввиду широкой распространенности водорода ван де Хюлст начал именно с этого элемента и обнаружил, что его излучение должно наблюдаться на длине волны 21 сантиметр или на частоте 1420 мегагерц. (Эта линия возникает в результате перехода между подуровнями сверхтонкой структуры основного уровня энергии атома нейтрального водорода.) Указанный прогноз опубликован на голландском языке в 1945 г., однако экономика страны находилась в таком состоянии, что прошло шесть лет, прежде чем удалось осуществить его проверку. В итоге при поддержке со стороны ПТС (почтовой и телефонной службы) Нидерландов и компании «Филипс» на телекоммуникационной станции в Коотвейке был установлен 7,5‐метровый немецкий радар-рефлектор с соответствующим приемником. После того как в 1951 г. К. А. Лекс Мюллер модифицировал приемник, ему совместно с Оортом удалось зарегистрировать искомую линию межзвездного излучения, а именно – линию нейтрального водорода в Млечном Пути. К их несчастью, они на самую малость отстали от гарвардских ученых Э. М. Пёрселла и его докторанта Гарольда И. Ивена, которые использовали весьма грубо собранный, но очень чувствительный приемник. Почти в то же самое время 21-сантиметровая линия была обнаружена в Сиднее (Австралия).

После окончания Второй мировой войны радиоастрономия получила мощный стимул к развитию благодаря обретению доступа к избыточному количеству радиооборудования и антенн, не говоря уже о высоком профессиональном уровне, достигнутом в области радиокоммуникации и радарной техники. Открытия шли одно за другим громадным валом, абсолютно неупорядоченно, и это сильно напоминало ситуацию, возникшую после того, как на небо впервые был направлен телескоп. Одно из наиболее ранних выдающихся открытий сделал в 1946 г. Джозеф Пози, обнаруживший, что яркостная температура Солнца в метровом диапазоне достигает порядка миллиона кельвинов. Это хорошо согласовывалось с оптическими наблюдениями короны, а следовательно, доказывало то, что корона представляет собой исключительно важный объект радионаблюдений, непрозрачный для волн такой же длины, идущих от нижних слоев. Мы уже упоминали о дискретном радиоисточнике, обнаруженном Хеем в созвездии Лебедь в 1945 г., сразу после войны, когда он еще работал в военном ведомстве. Постепенно открывались все новые и новые радиозвезды. Кембриджский астроном Райл обнаружил с помощью своего радиоинтерферометра (в следующем разделе мы поговорим об этом более подробно) интенсивный локальный источник в созвездии Кассиопея. В 1949 г. Джон Г. Болтон и Гордон Стэнли, работавшие в Сиднее, открыли три дискретных радиоисточника, доступных для наблюдения и в оптическом диапазоне. Один из них, названный ими «Телец А», находился в Крабовидной туманности, в то время как другие – «Дева А» и «Кентавр А» – располагались за пределами Галактики.

Почти в то же самое время Бернард Лавелл (он изучал космические лучи, занимался радиолокацией метеоров, полярных сияний, Луны и даже планет, а также исследовал радиоволны, идущие из космического пространства и от Солнца) понял, что ему срочно нужна подвижная антенна. В 1948 г. он инициировал проект постройки первого крупного параболоида, тип отражательной антенны, внешний вид которой известен сегодня почти каждому. В конечном счете благодаря своему упорству он достиг выдающихся результатов. Монтаж инструмента был полностью завершен в 1957 г. в обсерватории Джодрелл-Бэнк, недалеко от Манчестера на севере Англии; антенна достигала 76 метров в поперечнике и весила 1500 тонн (ил. 236). Она приводилась в движение с помощью механизмов, использовавшихся для наведения 15-дюймовых орудий на британских линкорах «Royal Sovereign» и «Revenge». Это выдающееся инженерное сооружение, чудом избежавшее гибели во время случившегося однажды урагана и, казалось, обреченное на прозябание из‐за недостатка финансирования, неожиданно привлекло к себе внимание широкой общественности. Телескоп доказал свою полезность в радиолокационном отслеживании ракетоносителей двух первых советских спутников, запущенных в 1957 г. Три года спустя американский космический аппарат «Пионер-5» отделился от ракетоносителя по сигналу, пущенному из обсерватории Джорделл-Бэнк. Такое нецелевое использование телескопа способствовало поступлению дополнительных денежных средств, в итоге ставших для него спасительными. Поднявшаяся накануне этого агитационная кампания, в ходе которой пресса пыталась пристыдить британское правительство (газета Sanday Dispatch писала: «Школьники жертвуют своими карманными деньгами, чтобы спасти нашу репутацию»), в итоге захлебнулась. Впоследствии телескоп «Марк I» был модернизирован, но его исходный технологический замысел оставили без изменений. Вслед за этим в 1961 г. стартовал другой масштабный проект – телескоп в Парксе (Австралия) с 64‐метровой антенной. Еще одним прекрасным примером из длинного списка всех радиотелескопов с подвижной антенной является введенный в эксплуатацию в 1972 г. телескоп в Эффельсберге (Германия). Диаметр его отражателя составляет 100 метров, а поверхность изготовлена настолько точно, что позволяет работать в диапазоне волн короче одного сантиметра.

Самые большие радиотелескопы конца ХХ в. (если судить по площади их отражающей поверхности) были установлены в Аресибо (Пуэрто-Рико) и в станице Зеленчукской в горах Северного Кавказа, хотя их конструкции сильно отличались друг от друга. Телескоп в Аресибо, безусловно, более впечатляющий. Его неподвижный отражатель диаметром 305 метров уложен в воронку естественного происхождения, а облучатель антенны с сопутствующим оборудованием подвешен на трех огромных столбах. Сектор обзора может регулироваться изменением положения облучателя относительно отражателя таким образом, чтобы можно было наблюдать планеты и астероиды в подходящий для этого момент времени. Телескоп Аресибо, построенный в 1960–1963 гг., обязан своим существованием желанию Министерства обороны США следить за положением советских и других спутников, в основном путем графической регистрации их траекторий в ионосфере. Министерство обороны США, ставшее инициатором проекта, финансировало его в течение семи лет, а затем передало в Национальный научный фонд в качестве филиала Национального центра астрономических и ионосферных исследований. Вопреки ставшей крылатой фразе Линкольна, иногда коней приходится менять на переправе.

236

Радиотелескоп с отражателем диаметром 250 футов (76 метров) в обсерватории Джорделл-Бэнк, расположенной примерно в 35 километрах к югу от Манчестера (Англия). В 2003 г. этот первый в мире гигантский параболический радиотелескоп был реконструирован. Его снабдили новой отражающей поверхностью и новой высокоточной системой наведения, что позволило его использовать на частотах в четыре раза более высоких, чем до модернизации.

После открытий Джеймса Хея, сделанных в годы войны, исследования Солнечной системы с помощью больших радиотелескопов стали сильно зависеть от радарных технологий, и, в этом смысле, в числе бенефициариев холодной войны были не только американские астрономы. Совсем скоро советские астрономы также начали использовать радарную технику в качестве научного инструментария. В 1960‐х гг., используя установленную в Крыму антенную систему из восьми 16‐метровых отражателей, они впервые получили отраженные сигналы от Меркурия, Венеры и Марса. Позже этот опыт был использован Академией наук СССР при постройке радиотелескопа в станице Зеленчукской, получившего название РАТАН-600. Это название содержит в себе указание на диаметр телескопа в метрах и его принадлежность Академии наук – «Радиоастрономический телескоп Академии наук». Он состоит из 895 элементов (каждый из них представляет собой прямоугольную параболическую пластину), расположенных в четырех независимых секторах, образующих круг диаметром 576 метров. Каждый сектор может работать как автономное устройство. Его совокупная мощность соизмерима с мощностью телескопа в Сокорро (штат Нью-Мексико), о котором мы еще упомянем.

РАТАН-600 принадлежит к числу главных российских наблюдательных мощностей и соседствует с оптической обсерваторией в близлежащем Нижнем Архызе. Там расположен оптический телескоп с монолитным зеркальным объективом диаметром 6 метров; в свое время он являлся мировым рекордсменом. Вероятно, именно этим фактом обусловлено достижение другого «мирового рекорда» – проведение там пяти из одиннадцати первых международных астрономических олимпиад среди учеников старших классов, начало которым было положено в 1996 г.

Одна из самых насущных потребностей ранней радиоастрономии – увеличение разрешающей способности, то есть сужение угла зрения. В то время углового разрешения радиоантенн не хватало даже для того, чтобы разрешить солнечный диск, не говоря уже о точной локализации источников радиоизлучения, зарегистрированных Янским, Ребером и другими. Однако Райл и Д. Д. Вонберг из Кембриджского университета в процессе модификации вышедшего из употребления военного радарного оборудования сумели разработать новую технологическую версию приемников, способных регистрировать волны метрового диапазона. Райл идеально подходил для такого рода работы, поскольку он играл незаурядную роль в британских боевых операциях, предполагавших полномасштабное использование радарной и радиотехники. Каким способом можно улучшить угловое разрешение? Один из наиболее ранних приемов заключался в том, чтобы наблюдать Солнце в момент солнечного затмения, отмечая все происходящие изменения по мере того, как Луна постепенно загораживает «обзор» солнечного диска. Этот метод был опробован в том числе американцами Р. Г. Дикке и Р. Беринджером в 1945 г., канадцем А. Э. Ковингтоном в 1946 г., советскими астрономами С. Э. Хайкиным и Б. М. Чихачевым, работавшими на морском судне у берегов Бразилии в 1947 г. и австралийцами У. Н. Кристиансеном, Д. Э. Ябсли и Б. Я. Миллсом в 1948 г. Однако радиоастрономы явно нуждались в чем-то более надежном – в методе, пригодном для использования в повседневной практике.

В результате удалось найти два других решения, каждое из которых основывалось на явлении интерференции, уже широко применяемом в оптике. Здесь уместно будет вспомнить попытки Стефана и Майкельсона использовать интерферометр для измерения углового диаметра звезд и первый успех в этом направлении, достигнутый Майкельсоном, Пизом и Андерсоном в обсерватории Маунт-Вилсон в 1920 г. Если работать с обычным светом, то существует много разных способов добиться интерференционного эффекта помимо классического эксперимента Томаса Юнга с двумя щелями в пластине, служащими источниками света при образовании интерференционной картины. В одном из вариантов подобной экспериментальной установки, собранной в 1834 г. Хэмпфри Ллойдом из Дублина, было достаточно иметь лишь одну щель. Рассматривая эту щель через зеркало, расположенное под очень малым углом, он добился эффекта возникновения второго щелевого источника – отражения щели в зеркале. Свет, идущий от зеркала, мог интерферировать со светом, идущим от реальной щели. Технология «зеркала Ллойда» была адаптирована для радионаблюдений и использовалась в течение нескольких лет, особенно в Австралии, Л. Л. Маккриди, Дж. Л. Пози и Р. Пейн-Скоттом. В Кембридже Райл и Вонберг разработали радиоаналог интерферометра Майкельсона, вероятно, не отдавая себе отчета в том, что именно они изобретали. Их антенны могли раздвигаться на расстояние до 140 длин волн. Большое солнечное пятно, появившееся в июле 1946 г., дало им возможность протестировать оборудование, и проведенные наблюдения со всей убедительностью показали: радиоволны испускаются участком солнечной поверхности такого же размера, что и солнечное пятно. В 1947 г. Райл и Грэхэм-Смит провели дополнительное исследование для тех, у кого еще оставались сомнения в существовании обнаруженного Хеем дискретного источника радиоизлучения в созвездии Лебедь, приспособив для этого имеющийся у них солнечный интерферометр. К 1950 г. Грэхэм-Смит с высокой точностью измерил положение этого источника (Лебедь А), показав, что он совпадает с крупной галактикой.

Разрешающая способность телескопа увеличивается с увеличением его апертуры, например у радиотелескопа апертурой служит большой параболический отражатель, но она может представлять собой также и совокупность отдельных элементов составных антенн. Кроме того, разрешающая способность зависит от длины волны. Минимальный угол разрешения телескопа с апертурой a равен 1,22λ/a. Очевидно, что для получения столь же качественных результатов радиотелескоп, работающий на гораздо более длинных волнах, должен обладать гораздо бо́льшими размерами, чем его оптический собрат. Повсеместно наблюдаемая 21-сантиметровая волна примерно в 400 000 раз больше длины волны середины оптического диапазона. Налицо колоссальная несоразмерность доступной разрешающей способности. Существуют очевидные конструктивные ограничения на изготовление полноповоротных антенн, но постройка неподвижных антенн (соответственно, со сравнительно большими зеркалами) представляется довольно простым делом, что обеспечивает ряд преимуществ при наблюдении длинноволновых спектральных линий радиодиапазона. Райл показал, каким образом можно использовать это преимущество.

Важнейшим его достижением стала разработка концепции «апертурного синтеза». Вряд ли ее можно отнести к разряду вещей, легко поддающихся объяснению, но этот технический прием давал возможность получать изображения радиоисточников, объединяя наблюдения таким же способом, как это происходит в интерферометре, и используя для этого не слишком большие телескопы, разнесенные на различные интерференционные расстояния. Для этого необходимо осуществить измерение как относительных амплитуд (интенсивностей), так и фаз (повторяющихся периодов волнового цикла) принимаемых сигналов. Эти данные содержат всю необходимую информацию для реконструкции распределения интенсивности радиосигналов, поступающих от доступной части неба, с помощью далеко отстоящих друг от друга телескопов. Высокое разрешение могло быть достигнуто относительно простыми средствами. Сигналы от двух (или большего количества) удаленных друг от друга телескопов обрабатывались посредством особых математических процедур, позволявших получать изображения с таким же угловым разрешением, как на инструменте, размеры которого равнялись бы размерам всей совокупности используемых устройств. Для того чтобы получать изображения высокого качества, необходимо иметь возможно большее количество пар радиотелескопов (баз). В простейшем способе для изменения длины базы между двумя антеннами использовалось вращение Земли; первые наброски, описывающие этот метод, появились в 1950 г. Со временем стали применять механическое перемещение элементов всей антенной системы интерферометра. Так, в состав VLA (мы еще поговорим об этом инструменте) входит 27 телескопов, образующих одновременно 351 вариант независимых баз; такая конструкция позволяет получать изображения довольно высокого качества.

Это все, что касается теории. Однако осуществление ее на практике, особенно в первые годы, оказалось довольно непростым делом. В 1956 г. небольшая Кембриджская радиообсерватория переехала в заброшенный после войны бомбовый склад Министерства ВВС и, получив грант от фирмы «Мюллард Лтд», открылась в 1957 г. под новым именем Мюллардовская радиоастрономическая обсерватория. В течение более чем десяти лет группа сотрудников этой обсерватории занималась подготовкой надежных каталогов яркости радиоисточников северного неба, и в ходе выполнения этой работы пришлось пересмотреть общераспространенное убеждение о принадлежности большинства «радиозвезд» нашей Галактике. Становилось все более очевидным, что большинство из них надежно отождествляется с далекими галактиками. Апертурный синтез ожидал своего применения до конца 1950‐х гг., когда Райл начал свои эксперименты, используя вращение Земли как средство изменения положения базы. Теперь главной проблемой стала численная обработка полученных результатов, но к 1959 г. цифровая вычислительная техника уже обладала достаточным быстродействием для осуществления требуемого суммирования данных. Работая совместно с Энн Невилл, Райл создал свою первую карту (основанную на апертурном синтезе с использованием вращения Земли) окрестностей Северного полюса мира. Угловое разрешение этого радиообзора составляло 4,5 минуты дуги. Он не только продемонстрировал допустимость применения самого метода, но и указал, каким образом апертурный синтез может быть использован в приложении к полноповоротным антеннам. В 1965 г. в Кембридже была завершена постройка одномильного, а в 1972 г. – пятикилометрового телескопов, которые на тот момент не имели себе равных. В 1974 г. Мартин Райл и его коллега Энтони Хьюиш (еще один специалист, чей военный опыт в области телекоммуникационных исследований привел его в радиоастрономию) получили Нобелевскую премию за перечисленные выше достижения и другие исследования, внесшие вклад в развитие радиоинтерферометрии. Хьюиш значительно усовершенствовал методику апертурного синтеза. Чуть ниже мы расскажем о том, как изучение дрожаний или мерцаний радиоисточников, вызванных нестабильностью потока солнечного ветра, привело его и работавшую с ним студентку Джоселин Белл к открытию пульсаров.

После обнаружения в 1951 г. водородной линии с длиной волны 21 сантиметр голландцы разработали план постройки 25‐метрового телескопа неподалеку от деревни Двингело, а в 1956 г. этот телескоп был задействован в составлении более детального обзора неба на длине волны 21 сантиметр. Быстрый успех породил стремление взяться за еще более амбициозный проект, работая над которым голландское и бельгийское правительства договорились о постройке инструмента, впоследствии названного «Крест Бенилюкса». Этот крест оказался непосильной ношей для бельгийского правительства, и Бельгия выпала из проекта, предоставив нести все затраты своим соседям. После этого появилось три или четыре более скромных проекта. В каком-то смысле эту задержку можно считать удачей, поскольку за истекшее время группа Мартина Райла в Кембридже разработала новые технические приемы, позже получившие применение в установке, известной как «Вестерборкский радиотелескоп апертурного синтеза». На таком названии настоял не Гронингенский университет, а скорее совет деревни, где был расположен телескоп, надеясь таким образом привлечь внимание общественности к этому местечку. Во время Второй мировой войны Вестерборк использовался как перевалочный пункт для многих тысяч голландских евреев перед их отправкой в концентрационные лагеря на территорию Германии и Польши.

После многих лет обсуждения финансирования несостоявшегося проекта «Крест Бенилюкса» и споров по поводу его конструктивного исполнения голландские астрономы оказались достаточно подготовлены к тому, чтобы взять на вооружение новые технические решения, предложенные Райлом. Вестерборкский телескоп (или, скорее, система телескопов) стал быстро воплощаться в реальность. Его исходный замысел заключался в создании двенадцати 25‐метровых полноповоротных «тарелок», расположенных на базе восток-запад протяженностью 1,5 километра. Сборка конструкции началась в 1966 г., и не успел истечь 1968 г., как все двенадцать телескопов уже стояли на своих местах. В первое время, при нормальном режиме функционирования, два подвижных зеркала, расположенных на 300‐метровой рельсовой колее на востоке антенной системы, были связаны с каждым из десяти неподвижных зеркал, образуя 20 интерферометров. Позже добавили еще два зеркала, что увеличило протяженность установки до 2,7 километра.

Благодаря повсеместному использованию таких относительно простых и (по сравнению с тем, что планировалось) недорогих антенных систем удалось составить множество каталогов радиоисточников, ставших дополнением к кембриджскому. Системы с еще более удаленными друг от друга приемниками сталкиваются с проблемой кабельного соединения, но удалось разработать методы обработки наблюдений по записям, сопоставление которых осуществляется на заключительном этапе. Это снимает необходимость прокладки кабеля. Телескоп VLA (The Very Large Array – Очень большая антенная система), построенный на равнинах Сент-Огастина в восьмидесяти километрах к западу от Сокорро (штат Нью-Мексико), в итоге занял лидирующее положение в этой области благодаря выдающимся достижениям, полученным в 1980‐х гг. и позже. VLA был торжественно открыт в 1980 г., спустя восемь лет после того как Конгресс одобрил выделение средств на его финансирование. Он представляет собой систему из 27 радиотарелок диаметром по 25 метров каждая, образующих Y-образную конфигурацию. Эти антенны являются наводящимися в привычном смысле этого слова (то есть могут быть направлены в любую точку неба) и, кроме того, могут перемещаться по рельсам, а их взаимное расположение через правильные равные интервалы задается в зависимости от того, какую задачу требуется решить. Максимально допустимое разрешение может быть достигнуто удалением одной из антенн на 36 километров, а итоговая чувствительность определяется суммарной площадью отражателей, эквивалентной одной антенне диаметром 130 метров. Фактическое разрешение зависит от частоты принимаемого сигнала, и на максимально высокой доступной частоте 43 гигагерца составляет 0,04 секунды дуги. Конструкторы VLA с нескрываемым удовольствием рассказывали о том, что этот угол эквивалентен видимым размерам мяча для гольфа на расстоянии 150 километров.

Телескоп VLA появился в результате совместных усилий девяти американских университетов и Национального научного фонда, которые стали называть себя Национальной радиоастрономической обсерваторией (NRAO). К середине 1980‐х гг. ее годовой бюджет составлял 15 миллионов долларов, что покрыло расходы в 80 миллионов долларов, выделенные на строительство VLA. Первый телескоп, построенный этой группой и введенный в эксплуатацию в 1959 г., представлял собой инструмент с отражателем диаметром 25,9 метра, соединенный с аналогичными подвижными телескопами, способными образовывать антенную систему с базой длиной 2,7 километра. Затем построили полноповоротные антенны. Когда для NRAO изготовили отражатель с формой поверхности достаточно точной для приема миллиметровых волн, его установили на горе Китт-Пик, чтобы избежать атмосферного поглощения.

Как бы ни была высока разрешающая способность VLA, он намного уступает радиоинтерферометрам, используемым в РСДБ – радиоинтерферометрии со сверхдлинными базами. В этом случае отдельные антенны находятся друг от друга на огромных расстояниях, достигающих порой нескольких тысяч километров; они тоже не соединены друг с другом ни электрическим кабелем, ни даже микроволновой связью. Сигналы поступают в записях на ленте или на диске вместе с очень точными метками времени. Будучи совместно проанализированными в лаборатории, они дают разрешение порядка тысячных долей секунды дуги; такая точность не может быть получена прямыми наблюдениями. РСДБ снабжает астрономов самой точной наблюдательной информацией о наиболее мощных явлениях во Вселенной, таких как вспышки сверхновых, галактики с высокой скоростью звездообразования, активные галактические ядра, пульсары, области звездообразования в молекулярных облаках и гравитационные линзы. Людям, недолюбливающим аббревиатуры, лучше пропустить следующую часть текста. VLBA (Very Long Baseline Array – Антенная система со сверхдлинной базой, случайно совпавшая по аббревиатуре с Женской ассоциацией боулинга штата Виктория) представляет собой сеть, состоящую из десяти антенн, расположенную в Северной Америке и протянувшуюся от Гавайских островов до Сент-Круа на северо-востоке Канады. С помощью этой системы можно достичь разрешения в миллионные доли секунды дуги. MERLIN (Multi Element Radio Linked Interferometer Network – Многоэлементная интерферометрическая сеть с радиорелельной связью), управляемый из обсерватории Джодрелл-Бэнк, несмотря на свою аббревиатуру, представляет собой антенную систему радиотелескопов, рассредоточенных по всей Великобритании, отстоящих друг от друга на расстояние до 217 километров. Его предельная разрешающая способность выше 0,05 секунды дуги, что слегка превосходит разрешение орбитального телескопа «Хаббл». Европейская сеть РСДБ создана в 1980 г. группой из пяти радиоастрономических институтов, базирующихся в Бонне, Болонье, Двингело, Онсале (Швеция) и Джодрелл Бэнке.

Первое по-настоящему захватывающее открытие, сделанное с помощью технологии РСДБ, – обнаружение так называемых сверхсветовых радиоисточников, кажущаяся скорость которых в несколько раз превышает скорость света. Первое наблюдение этого феномена было произведено в 1967 г. Дэвидом С. Робертсоном в Австралии и Алленом Т. Моффетом в долине Оуэнс (Калифорния). Тремя годами позже Ирвин Шапиро с коллегами, используя аппаратуру Северной Калифорнии и Массачусетса, открыли еще более необычный объект 3C279 (то есть объект под номером 279 в третьем кембриджском каталоге радиоисточников Райла), который со всей очевидностью показывал скорость, в десять раз превышающую скорость света. Когда оказалось возможным определять положения наблюдаемых объектов с высокой точностью, доступной РСДБ, он, спустя некоторое время, также обнаружил аналогичные движения и в направлении, перпендикулярном лучу зрения. Эти движения, в случае если известны расстояние до объекта и его лучевая скорость, позволяют численно определить тангенциальную, а следовательно, и истинную скорость. (Обнаруживаемые время от времени значения, существенно превышающие скорость света, на первый взгляд, противоречат теории относительности Эйнштейна, но есть хороший способ справиться с этой дилеммой.) Затем сверхсветовые скорости были обнаружены у некоторых радиогалактик и квазаров. В 1994 г. И. Ф. Мирабель и Л. Ф. Родригес объявили об открытии сверхсветового источника в нашей Галактике: космического рентгеновского источника GRS 1915+105. Они в течение недели наблюдали два пятна, удалившихся друг от друга на расстояние порядка 0,5 секунды дуги. Сегодня считается, что все подобные источники содержат в себе черную дыру, которая выбрасывает вещество с высокой скоростью.

В 1980‐х гг. возникла идея применить технологию РСДБ в космосе. Ее успешно апробировали в 1986–1988 гг. путем совместной обработки сигналов наземных радиотелескопов в Усуде (Япония) и Тидбинбилле (Австралия) с данными орбитального телескопа-спутника. В 1997 г. при выполнении Программы космической обсерватории РСДБ, осуществляемой Институтом космических и астронавтических наук в сотрудничестве с Национальной астрономической обсерваторией Японии, из Кагосимского космического центра был запущен еще один спутник. Он обращается вокруг Земли по устойчивой эллиптической орбите и несет радиотелескоп с отражателем диаметром 8 метров; база спутника и его пары на Земле может в три раза превышать любые возможные наземные варианты17. К концу тысячелетия подобные проекты достигли такого размаха, что возникла потребность в новой организации, которая координировала бы другие структуры, задействованные в управлении или поддержке РСДБ. Количество астрономов многократно увеличилось, но при этом они не утратили своего былого жизнелюбия.

Одним из ранних достижений в области радиотехники в послевоенный период стало изобретение Дж. П. Уайлда и Л. Л. Маккриди, сделанное ими около 1950 г. Они изготовили радиоспектрографы, функционально схожие со спектрографами, работающими в оптическом диапазоне, посредством которых можно было очень быстро сканировать широкие диапазоны частот (диапазон от 70 до 130 мегагерц сканировался менее чем за одну секунду). На первых порах это дало им возможность проанализировать всплески излучения Солнца методом, обеспечившим гораздо более глубокое понимание его физического механизма. Сокращение времени обработки сигнала оказалось необычайно полезным для решения множества других астрономических задач и, как мы увидим далее, позволило обнаружить два неизвестных до того времени типа объектов – квазары и пульсары. Пульсары мы рассмотрим далее, а здесь мы займемся тем, что в свое время стало одним из наиболее захватывающих открытий, сделанных с помощью радиотелескопа, – «квазизвездными радиоисточниками», которые вскоре стали называть просто «квазарами».

Первые радиогалактики удалось открыть в начале 1950‐х гг., однако понадобилось более десяти лет, чтобы определить их положение с точностью, позволившей отождествить их с оптическими объектами. Астрономы из обсерватории Джодрелл-Бэнк начали проявлять повышенное внимание к радиоисточникам, имеющим очень малый угловой диаметр. В 1960 г. Аллан Сэндидж (преемник Хаббла в обсерваториях Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар) получил фотографии трех участков неба, где находились такие источники, а Томас Мэттьюз и Джон Г. Болтон из радиоастрономической обсерватории в долине Оуэнс обнаружили на каждом из снимков по одному оптическому объекту, выглядевшему в пределах допустимой погрешности как звезда. К концу того же года Сэндидж сообщил (во внепрограммном докладе на конференции Американского астрономического общества), что объект, похожий на фотопластинке на яркую звезду, совпадает по положению с радиоисточником 3C48. Его окаймляла слабосветящаяся дымка. Если бы он действительно являлся звездой, то это стало бы открытием первой далекой радиозвезды. Однако после проведения спектрального анализа оказалось, что спектр объекта содержит большое количество эмиссионных линий, и они сильно отличаются от линий, наблюдаемых у других звезд. Сообщению Сэндиджа популярный журнал Sky and Telescope в марте 1961 г. посвятил целый абзац, однако на первых порах значение этого открытия не оценили по достоинству даже те, кто непосредственно в нем участвовал.

В начале 1963 г. еще одну (даже еще более яркую) звезду отождествили с другим радиоисточником – 3C273. Его положение точнейшим образом определил Сирил Хазард из Сиднейского университета вместе с коллегами М. Б. Маккеем и А. Дж. Шимминзом. Работая на большом радиотелескопе Паркс, они использовали для определения положения и структуры источника метод покрытия его Луной, дававший точность порядка одной секунды дуги – при этом выяснилось, что это был двойной объект. (Как установила группа наблюдателей из обсерватории Джорделл-Бэнк, возглавляемых Г. П. Палмером, еще в 1960 г., его угловые размеры не превышали 4 секунд дуги.) Мартен Шмидт, голландский астроном, работавший впоследствии в обсерваториях Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар, получил его спектр и обнаружил, что водородные линии чрезвычайно сильно – на 16 процентов – смещены в красную сторону, а это соответствовало, скорее, далекой галактике. Однако объект выглядел практически точкой и, вне всякого сомнения, уступал по размерам галактике, хотя, судя по колоссальной величине красного смещения, располагался чрезвычайно далеко и превосходил по яркости целую галактику. Спектрограмма позволила Шмидту установить: линии водорода и магния сместились одинаково. Его коллеги Джесси Л. Гринстейн и Томас А. Мэттьюз, вооружившись этой информацией, провели повторную проверку спектра источника 3C48. Его красное смещение оказалось равным 37 процентам, что свидетельствовало о еще более невероятной скорости удаления.

В 1964 г. Маргерит Бербидж и Т. Д. Кинман начали получать спектры с помощью 120-дюймового рефлектора Ликской обсерватории; тем же самым занялись К. Р. Линдз с коллегами, используя для этого 84-дюймовый рефлектор Национальной обсерватории Китт-Пик. К концу 1965 г. удалось обнаружить десять таких объектов, после чего их число стало стремительно расти. В ходе наблюдений были измерены гораздо более необычные красные смещения: к концу следующего года стали известны три объекта с красным смещением более 200 процентов.

Эти открытия поставили перед астрономами сложную проблему. Нужно было определиться с тем, являются ли обнаруженные красные смещения «космологическими» (то есть свидетельствами того, что объекты движутся в общем потоке расширяющегося мира галактик) или этот результат вызывается их внутренними свойствами, а то и просто колоссально высокими скоростями, которые могут возникать в результате каких-то разновидностей галактических взрывов. Несколько влиятельных физиков и астрономов, включая Джеймса Террелла, Джефри и Маргерит Бербидж и Фреда Хойла, утверждали, что объекты находятся внутри нашей Галактики или в непосредственной близости от нее. Мартин Рис и Деннис Сиама выступали против такого вывода – ранее Сиама придерживался противоположной точки зрения, но его переубедили результаты, полученные астрономами, работавшими в оптическом диапазоне. (Сиама был верным сторонником теории стационарной Вселенной, но примерно тогда же решительно отказался и от нее.) Если указанные красные смещения являются локальными скоростными эффектами, то не означает ли это, что наряду с ними должны наблюдаться и приближающиеся объекты с аналогичными смещениями в фиолетовую сторону спектра? Удалось проанализировать множество спектров, в результате чего возникло впечатление, что огромное количество слабых источников с большим красным смещением вполне удовлетворительно свидетельствует в пользу стационарной космологической теории, все еще отстаиваемой Хойлом в арьергардных стычках. И все же значительное число собранных данных постепенно усиливало убеждение: красные смещения квазаров действительно являются космологическими. Например, ближайший квазар 3C206 вроде бы наблюдался внутри скопления галактик, каждая из которых имела такое же красное смещение, что и эмиссионные линии самого квазара.

По поводу терминологии: термин «квазар» казался поначалу не самым удачным, поскольку уже были идентифицированы квазизвездные галактики и другие не вполне отождествленные претенденты на это название. Кроме того, в результате оптических исследований постепенно выяснилось, что только одна десятая часть квазаров обладает мощным излучением в радиодиапазоне. С 1965 г. Сэндидж начал обнаруживать «радио-тихие квазары». Наименование «квазизвездный объект» является малоинформативным и не несет в себе указаний на то, что оно характеризует только один класс подобных объектов. Сегодня под термином «квазар» обычно понимают источник необычайно высокой энергии, выглядящий как звезда и обладающий большим красным смещением, что свидетельствует о его чрезвычайной удаленности, предположительно по-настоящему «космологической», с учетом всех оттенков, сообщаемых этому слову профессионалами. Подавляющее большинство красных смещений галактик, измеренных с помощью телескопа Шмидта в Паломарской обсерватории, составляло менее 20 процентов. Если красные смещения квазаров действительно свидетельствуют об их чрезвычайной удаленности, то каждый из них должен выплескивать энергию в несколько сотен раз превышающую излучение средней галактики, хотя самая мощная радиогалактика 3С295 обладает сопоставимой светимостью. С учетом замедления расширения Вселенной можно прийти к выводу: наблюдая квазары, мы заглядываем в глубокое прошлое Вселенной, когда ее возраст составлял менее 10 процентов от современного. Это означает, что вне зависимости от степени аморфности Вселенной в момент ее возникновения в указанный период своей истории она уже обладала определенной структурой. И здесь мы наблюдаем своеобразное разделение труда. На долю космологов выпала задача объяснения того, как возникла такая структура. Астрономы же, начиная с этого момента, были вынуждены искать ответы на более конкретные вопросы, связанные с поиском источников энергии квазаров – самых мощных космических объектов.

Как показали радиоисследования 1970‐х и 1980‐х гг., многие квазары обладают в радиодиапазоне двойной структурой, а это типично и для многих радиогалактик. Таким образом, удалось установить, что оптические «звезды», как правило, совпадают с мощными и компактными радиокомпонентами. Излучение квазаров, как выяснилось, часто является частично поляризованным и содержит рентгеновскую составляющую. Кроме того, многие из них меняют свой блеск (как в оптическом, так и в радиодиапазоне), и временная шкала этих изменений составляет порядка одного года. Измерения их угловых размеров, произведенные с помощью РСДБ, дали значение порядка тысячной доли секунды дуги. Это доказало, что, несмотря на огромную светимость квазаров, их размеры примерно в десять тысяч раз меньше, чем поперечник средней галактики. Многие квазары, как оказалось, находятся внутри галактик, и через двадцать лет после открытия объекта 3С273 было показано, что он принадлежит галактике, внешний вид которой схож со многими гигантскими эллиптическими галактиками.

Согласно разработанной теории, квазары являются ядрами галактик. В процессе дальнейшего развития это исследовательское направление сомкнулось с другим, появившимся после открытия, совершенного в обсерватории Маунт-Вилсон Карлом К. Сейфертом (1943). Он обнаружил галактики с ярким компактным ядром и необычным спектром. (Мы уже касались этого вопроса в главе 16.) Сейферт обратил внимание на то, что спектры ядер этих галактик, судя по всему, содержат эмиссионные линии горячего ионизированного газа, изливающегося со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Двадцать лет спустя появились оптические детекторы, позволившие более тщательно изучить сейфертовские галактики. Как выяснилось, они тоже меняют свой блеск с течением времени. Позже у них и у квазаров было найдено много других общих свойств. Существуют галактики со свойствами, сходными с сейфертовскими, но с менее активными ядрами, и этому тоже можно найти объяснение. В состав этих так называемых N-галактик входят объекты типа BL Ящерицы – подгруппы, не имеющей ярких эмиссионных линий в спектре. Их назвали лацертиды – именем объекта из созвездия Ящерица (Lacerta), принятого сначала за переменную звезду, но впоследствии идентифицированного с радиоисточником, окруженным эллиптической туманностью. Существует целый класс подобных объектов со сходными свойствами, предположительно являющихся очень необычным типом активных ядер галактик. Изучение галактик с активными ядрами составило новое важное направление в астрономии 1970‐х гг., не исчерпанное и поныне.

Вскоре возникло понимание того, что необычайная яркость квазаров отводит им совершенно особую роль в космологии. Наблюдая далекие галактики, мы видим их такими, какими они были в прошлом. Есть несколько галактик, находящихся от нас на расстоянии более 1200 мегапарсеков, и мы наблюдаем их в том виде, когда свет покинул их около 3,6 миллиарда лет назад. Однако есть квазары, расположенные, судя по всему, более чем в десять раз дальше. Но мы не можем просто поделить расстояние на скорость света, чтобы получить время, за которое свет дошел до нас, поскольку это существенным образом зависит от того, какую космологическую модель мы используем. Однако в целом можно сказать: по мере того как мы заглядываем во все более далекое пространство, объекты, обладающие соответствующим красным смещением, по всей видимости, не увеличиваются в числе так, как следовало бы ожидать. На деле, нам известно только очень малое количество объектов с красным смещением более 350 процентов, которое устанавливает верхнюю границу их возраста, скажем, около 18 миллиардов лет. Это значительная часть возраста Вселенной, приписываемого ей большинством нестационарных моделей. В 1980‐х гг. ее возраст обычно оценивался примерно в 20 миллиардов лет. Но, как уже говорилось, эта величина зависит от того, какую модель мы используем. Вопрос о том, какую из моделей стоит принять, являлся предметом горячих дискуссий в начале 1960‐х гг. К 1965 г. накопилось большое количество данных, склонявших астрономическое сообщество к тому, что Вселенная не заперта в стационарном состоянии, а эволюционирует, но свидетельства пребывания на ранних этапах своего существования в горячей плотной фазе, о чем так долго говорили многие сторонники Большого взрыва, отсутствовали. В 1965 г. доказательство, наконец, появилось, возникнув там, где его не ждали.

Прежде чем рассмотреть этот вопрос, будет полезно обратить внимание на то, что открытие квазаров оказало интересное влияние на отношения, существовавшие между различными направлениями астрономических исследований. За отдельными редкими, но значимыми исключениями (лучшим примером является, пожалуй, Эддингтон), теоретики, занимавшиеся преимущественно релятивистской космологией, всегда рассматривались как представители отдельного научного направления, далекого от традиционных астрономических отраслей. В некоторых кругах не было принято относиться к ним всерьез, в то время как в других местах большинство профессионалов воспринимали их даже как угрозу, особенно когда речь шла о распределении университетских должностей. Их положение существенно улучшилось в 1960‐х гг., и, скорее всего, это стало следствием проблем, возникших в ходе изучения квазаров. Раньше теоретизирование по поводу «Вселенной вообще» считалось чем-то вроде безобидного чудачества, но теперь космологи ощутили острую востребованность, поскольку необходимо было понять, что такое квазары. В ходе следующих десятилетий к их услугам обращались все чаще и чаще, и настало то время, когда все другие астрономические направления были тесно включены в процесс изучения Вселенной как единого целого.

История появления новых данных, имеющих отношение к идее расширяющейся Вселенной, начинается где-то в 1930 г. с выходом работы Толмена, посвященной термодинамике и излучению в расширяющемся мире. В 1938 г. Вайцзеккер попытался объяснить происхождение тяжелых элементов из водорода на ранней «сверхзвездной» стадии развития Вселенной, то есть до начала расширения. В 1948 г. Гамов указал на то, что, согласно общей теории относительности, Вселенная никогда не пребывала в стационарном высокотемпературном состоянии. Вместо этого, согласно его предположению, формирование элементов и возникновение излучения произошло на ранней стадии крайне стремительного расширения. Затем следовала теория формирования галактик. Совместно со своими сотрудниками он рассчитал: плотность излучения на этой ранней стадии во много раз превосходила плотность вещества, однако Гамов не рассматривал возможность того, что эхо этой фазы способно дойти до наших дней в виде остаточного излучения.

Как уже говорилось в предыдущей главе, в 1949 г. Альфер и Херман, рассмотрев вероятное изменение температуры на протяжении всего времени жизни Вселенной, предсказали, что температура общего фонового излучения должна составлять 5 K. (Подробности этого прогноза см. выше на с. 874.) На сегодняшний день, как они отметили, не существует убедительных наблюдательных данных о современной плотности всего излучения. Спустя четыре года в классическом исследовании, проведенном совместно с Дж. У. Фоллином, они расширили свою работу, охарактеризовав физические состояния Вселенной на первых стадиях расширения, но не подвергли ревизии свои более ранние вычисления; спустя некоторое время это сделали советские астрономы А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков, придя к выводу, что современная температура фонового излучения, заполняющего Вселенную, близка к нулю.

Идеи Гамова получили незначительное, но все же определенное развитие, однако было бы ошибкой считать, будто он представлял все астрономическое сообщество, захваченное единой и ясной целью, или что каждый, кто работал в этой области, приходил к таким же выводам. В 1950 г. Т. Хаяши выступил с критикой идеи Гамова; согласно его расчетам, в течение первых двух секунд расширения Вселенной ее температура превышала порог образования электронно-позитронных пар. Другие расчеты показывали, что хотя на первой стадии есть условия для образования гелия, формирование более тяжелых элементов, если следовать подходу Гамова, окажется невозможным. В довершение всего вскоре стали успешно развиваться теории возникновения элементов внутри звезд, и этот очевидный факт привел к почти повсеместному забвению теорий Гамова. Его работе было суждено пережить второе рождение, как и фоновому излучению, являющемуся одной из его неотъемлемых частей.

Что можно сказать об экспериментальной стороне этого вопроса? В 1950‐х гг. несколько французских и российских радиоастрономов сообщили о регистрации фона, который не мог быть вызван аппаратурными эффектами. К концу того же десятилетия в лабораториях компании «Белл» (США), главным образом в Холмделе (штат Нью-Джерси), был разработан план создания телекоммуникационных спутников. Удалось провести предварительные испытания с очень слабым сигналом, отраженным от стратостата, что потребовало создания системы с очень низким уровнем шума. Использовался так называемый мазер бегущей волны, работающий при очень низкой температуре (жидкого гелия) и 6‐метровый рупорно-параболический отражатель, немного напоминающий бараний рог, но с квадратными гранями. (О мазере мы еще поговорим в следующем разделе.) Хотя по радиоастрономическим стандартам того времени размер этого оборудования был небольшим, оно позволяло осуществлять очень точные измерения. Кроме того, его предполагалось использовать в радиоастрономических проектах после того, как отпадет нужда в испытании отраженного сигнала. Проект курировали Арно Пензиас и Роберт В. Уилсон; они надеялись, что им удастся откалибровать радиоисточники с большей точностью, чем это было сделано до них. Даже в 1961 г., когда их коллега Эдуард Ом использовал это оборудование вместе со спутником связи «Эхо», температура, получаемая от системы (частично из‐за внутреннего «шума», а частично – из‐за внешних воздействий), оказывалась всегда на 3,3 K выше ожидаемой. После этого Пензиас и Уилсон также обнаружили превышение ожидаемого значения. Сначала они думали, что это вызвано какими-то неполадками в антенне, однако прошел почти год, и даже очистка антенны от следов пребывания пары поселившихся там голубей не принесла никаких изменений. В какую бы часть неба ни направляли они антенну, излучение оставалось прежним.

Поскольку большинство экспериментаторов списывали непредвиденные показания приборов на неизвестные ошибки оборудования, ученые упорно продолжали искать причину именно в этом. Возникшую проблему обсудили с Р. Г. Дикке в Принстоне, занимавшимся в то время пульсирующей моделью Вселенной и ожидавшим находок подобного рода. Дикке интересовался вопросом, каким образом в рамках этой модели можно избежать равномерного накопления ядерных отходов в момент «скачка» между циклами. Почему в нашей Вселенной не должно остаться ничего, кроме железа? Его гипотеза заключалась в следующем: в кульминационный момент каждого скачка ядра железа распадаются, насыщая новый омоложенный мир водородом и гелием, и что самое последнее из этих космических огненных перерождений может оставить реликты, их-то и следует поискать. Ни в его группе, ни в группе компании «Белл» не знали об очень близкой тематике исследований Альфера, Хермана и Гамова. Однако Дикке уже успел опубликовать работу, где он предсказывал существование фонового излучения с температурой 10 K на длине волны 3 сантиметра. Его группа (Ф. Дж. Э. Пиблс, П. Г. Ролл, Д. Т. Уилкинсон) имела несчастье включиться в программу поиска этого излучения с использованием высокотехнологичного оборудования, которое она сама же и разработала после того, как услышала о работе, проводимой в лабораториях компании «Белл». В сопроводительном письме сообщалось, что Пензиас и Уилсон опубликовали свои результаты в Astrophysical Journal в конце 1965 г., где анонсировали «превышение температуры антенны на частоте 4080 мегагерц». В 1978 г. Пензиас и Уилсон получили Нобелевскую премию по физике за эту работу.

Пензиас и Уилсон, работая на длине волны 7,3 сантиметра – в двести раз более короткой, чем использовавшаяся в тех же лабораториях в пионерской работе Карла Янского, – обнаружили, что радиоволны испускаются даже вроде бы пустыми участками неба. Этот факт, казалось, можно объяснить, исходя из теории Большого взрыва, который случился примерно десять или двадцать миллиардов лет назад. Идея заключалась в том, что энергия первичного взрыва рассеялась в результате расширения Вселенной и стала соответствовать излучению объекта, называемого физиками «абсолютно черным телом», при температуре около 3 K. (В классической теории теплоты абсолютно черным телом называют объект, который полностью поглощает все падающее на него излучение, а излучением абсолютно черного тела называют все, что это тело излучает. Поэтому его часто называют полным или идеальным излучателем. Если известна температура, то теория позволяет вывести спектр теплового излучения абсолютно черного тела.) Они получили значение 3,5 K ± 1,0 K. Это довольно точно определяет количество тепловой энергии, содержащейся в межгалактическом пространстве, каждый кубический метр которого содержит около 400 миллионов фотонов – квантов излучения. (По всей видимости, количество атомов составляет в среднем одну миллиардную от этого числа.) Как это ни удивительно, но московские ученые И. Д. Новиков и А. Г. Дорошкевич не только высказали предположение о возможности регистрации реликтового излучения от Большого взрыва, но даже особо отметили, что антенна в Холмделе (ее впоследствии использовали Пензиас и Уилсон) могла бы хорошо подойти для такого рода поисков. Как и Дикке, они сумели близко подойти к открытию, которое обычно расценивается как доказательство расширения Вселенной; разница заключалась лишь в том, что Дикке был уже фактически на старте своих испытаний.

Пензиасу и Уилсону повезло: они угадали длину волны. В радиодиапазоне есть «окно» примерно между 1 и 20 сантиметрами; через него излучение от «первичного огненного пузыря» (используя одно из названий этого события) может быть зарегистрировано с поверхности Земли. На бо́льших длинах волн внегалактические сигналы смешиваются с фоном нашей собственной Галактики, а на меньших – с сильным излучением земной атмосферы. Выбранный ими путь не был единственным, ведущим к открытию. Оглядываясь назад, можно сказать, что имелись и другие, например Харуо Танака из Японии (1951), Артур Э. Ковингтон и У. Дж. Медд из Канады (1952), говорившие о существовании фонового излучения, исходя из самых разных предположений, но точность их предварительных данных была слишком мала по сравнению с более поздней работой Пензиаса и Уилсона. Теперь, по прошествии времени, можно обратить внимание и на объяснение некоторых непонятных линий поглощения, обнаруженных в обсерватории Маунт-Вилсон, предложенное в 1940 г. Эндрю Маккелларом из Главной астрофизической обсерватории в Виктории (Канада): он считал, что они могут возникать в результате поглощения излучения космическими молекулами циана при температуре 2,7 K. Он даже предсказал существование еще одной линии поглощения и впоследствии обнаружил ее, но его догадки не получили широкой известности; некоторые специалисты открыто отвергали их, поэтому, как и другие вышеупомянутые идеи, они не обрели широкого резонанса среди теоретиков.

Невероятное оживление, возникшее в среде космологов в 1965 г., было обусловлено тем, что этот случай отличался от предыдущих одним крайне важным обстоятельством. Благодаря Дикке полученные данные стали рассматриваться как ответ на основополагающий вопрос, которым задавалось все большее и большее количество астрономов. Ведь именно здесь таились доказательства, способные существенно сузить отбор предложенных на тот момент космологических теорий. Стационарные теории, судя по всему, еще не потеряли всех своих сторонников. Некоторые из них считали вполне возможной такую ситуацию, когда новое излучение рождается вместе с новой материей, повсеместно возникающей в космическом пространстве, но в целом к открытию фонового излучения с температурой 3 K было выработано другое отношение. Начиная с этого момента большинство космологов переключились на изучение эволюционирующей Вселенной с горячим Большим взрывом в начальной фазе, после чего ее эволюция определялась законами физики фундаментальных частиц.

Этот новый стиль космологических рассуждений, который можно назвать стилем Леметра – Толмена – Гамова, активно развивался в 1960‐х и 1970‐х гг. такими теоретиками, как Фаулер, Вагонер, Торн, Сакс, Артур Вольф, Сахаров, Вайнберг, Шрамм и Стейман. В результате стимулирующего воздействия указанного теоретического направления удалось собрать множество данных нового типа не только в радиоастрономии, но и в таких только что возникших областях, как рентгеновская и гамма-астрономия. Параллельно с этой недавно появившейся сферой теоретических интересов быстро развивалось другое направление, где главное внимание уделялось математике. Были предприняты попытки исследовать так называемую проблему горизонта космологических моделей, физических эффектов с необычными топологическими свойствами – эффектов, приводивших некоторых теоретиков к мысли, что если рассматривать Вселенную в больших масштабах, то она может оказаться неоднородной. Мы вернемся к этим вопросам после того, как изучим новые данные, полученные в других диапазонах. Как уже отмечалось, не все космологи, являвшиеся сторонниками стационарных моделей, были готовы выразить свою солидарность с произошедшими изменениями. В 1975 г. такие специалисты, как Фред Хойл и Джайант Нарликар, продолжали отстаивать стационарную модель, изложенную в «скалярно-тензорной» версии общей теории относительности, немного напоминающей теорию, разработанную Паскуалем Йорданом в 1939 г. О частицах не говорилось, будто они рождаются, вместо этого утверждалось, что изменилась их масса. Космическое излучение с температурой 3 K было представлено как постепенно превратившееся в тепловую энергию излучения звезд на ранней стадии существования Вселенной, произведенное атомами огромного размера в ту эпоху, когда большинство частиц обладало почти нулевой массой. В настоящее время не осталось никого, кто разделял бы такие воззрения.

Два других фундаментальных астрофизических открытия сделаны примерно в тот же период, когда установили существование микроволнового фонового излучения, и оба они были сходны с ним в весьма любопытных аспектах. В первом случае – при обнаружении космических мазеров – мы убеждаемся в следующем: чтобы открытие стало открытием, ему необходимо признание, которое, в свою очередь, нуждается в изменении ряда теоретических представлений. Во втором случае – открытии пульсаров – мы еще раз утверждаемся в мысли: не следует заранее отметать то, что не находит объяснения, каким бы бессмысленным оно нам ни казалось на первый взгляд.

В 1964 г. группа специалистов из Университета Калифорнии в Беркли, возглавляемая Гарольдом Уивером, исследуя излучение Галактики на сверхвысоких частотах, обнаружила крайне загадочную серию спектральных линий в Большой туманности Ориона. Сначала они отнесли это на счет некой «тайны». Но вскоре серию идентифицировали с излучением, получающимся в результате переходов, возникающих в гидроксильном радикале – соединении атомов кислорода и водорода (OH). Из-за сходства с процессом, который можно получить в лабораторных условиях, соответствующий объект был признан космическим эквивалентом мазера. Мазер – прибор для усиления микроволнового излучения в очень узком диапазоне частот – изобретен в 1954 г. Чарльзом Таунсом и его младшими коллегами по Колумбийскому университету в Нью-Йорке18. Его название является сокращением от развернутого наименования microwave amplification through stimulated emission of radiation («усиление микроволн с помощью вынужденного излучения»). Принцип, лежащий в его основе, был впоследствии использован в оптическом диапазоне для создания более широко известного лазера (light amplification through stimulated emission of radiation – «усиление света с помощью вынужденного излучения»). Согласно высказанному предположению, в природе есть процессы, осуществляющие мощное усиление микроволнового излучения, исходящего от молекул OH, находящихся в источнике. После этого удалось выявить множество других аналогичных источников, обнаруженных, в частности, Массачусетским технологическим институтом и обсерваторией Джодрелл-Бэнк даже раньше, еще до того как стала понятна их природа; в некоторых случаях они состояли из других групп атомов – таких, как вода, монооксид кремния, формальдегид и метиловый спирт. Мазеры обнаружили в холодных облаках вблизи горячего ионизированного газа, а также по соседству с определенными типами звезд, обладающих мощным инфракрасным излучением.

У открытия пульсаров была своя специфика. Все началось с наблюдения, выполненного студенткой Кембриджского университета С. Джоселин Белл. Она обратила внимание на «гребенку», идущую вдоль 120‐метровой бумажной ленты, на которой записывалась вся совокупность сигналов, исходящих от участка неба над (неподвижной) антенной телескопа. Белл пыталась обнаружить, каким образом испускаемый Солнцем газ воздействует на сигналы, исходящие от радиоисточников, и техногенные радиошумы в данном случае представляли собой серьезную проблему. Необычный характер записи, сделанной 6 августа 1967 г., она заметила в октябре – сигнал выглядел как серия короткопериодических пульсаций, испускаемых одним и тем же участком неба. Белл продолжила тщательные наблюдения этого сигнала вместе с руководителем своей диссертации Энтони Хьюишем и тремя другими коллегами и обнаружила, что источник сигнала сохраняет свое местоположение, а импульсы повторяются с высокой точностью, примерно через каждые 1,3 секунды. Накануне Рождества Джоселин Белл обнаружила второй пульсирующий источник с периодом лишь ненамного меньшим, чем у первого. Когда об открытии было объявлено в журнале Nature, в Кембридже возникла шумиха, мол, ближайшие коллеги Хьюиша присвоили открытие себе. На деле, они, похоже, искренне беспокоились о том, что указанные пульсации могли иметь заурядное объяснение, связанное с техническими причинами, например с неполадками оборудования. На кембриджском семинаре, где впервые было объявлено об обнаружении первых пульсаров, всерьез обсуждалась мысль о том, что они могут нести сигнал, идущий от далеких цивилизаций, в силу чего для них подобрали аббревиатуру LGM 1–4, которая расшифровывалась как «little green men» (маленькие зеленые человечки). Это белые карлики или нейтронные звезды? Пульсировали ли они на самом деле или просто вращались? Сначала кембриджская группа остановила свой выбор на пульсации белых карликов и допустила двойную ошибку. Каким бы ни был ответ на этот вопрос, самым удивительным оказалось то, что сигналы повторялись с невероятной точностью. В настоящее время период первого открытого пульсара надежно определен с точностью до восьмого знака после запятой в десятичной системе!

Томас Голд из Корнельского университета, похоже, был первым, кто догадался, что пульсары являются теми самыми долго разыскиваемыми нейтронными звездами, теоретическая возможность существования которых дискутировалась, начиная с 1930‐х гг. После открытия первого пульсара (названного CP 1919, что означает, кембриджский пульсар с прямым восхождением 19^h 19^m) и его отождествления Голдом были продолжены всесторонние теоретические исследования нейтронных звезд. Магнитное поле нейтронных звезд, как предсказывала теория, должно быть в триллион (10¹²) раз сильнее, чем у Земли, и оно вносит существенный вклад в излучение, идущее от этих звезд. С другой стороны, примерно тысяча (или около того) нейтронных звезд нашей Галактики, открытые методами радиоастрономии, испускают подавляющую часть своей энергии посредством крайне высокоэнергетических фотонов – рентгеновских лучей или гамма-квантов. Впервые их опознали по крошечным импульсам на базе относительно слабого радиооборудования, и это можно считать большой удачей. По поводу радиопульсаров решили так: это быстро вращающиеся нейтронные звезды, излучающие посредством синхротронного механизма подобного тому, который мы уже рассматривали в этой главе (см. с. 888). Получающееся радиоизлучение исходит из областей, расположенных в непосредственной близости от звезды. Как мы увидим далее, пульсары, испускающие рентгеновские лучи, были обнаружены позже, в 1971 г., с помощью спутниковых наблюдений, и, согласно теории, излучение пульсаров подобного типа исходит от полюсов звезды. Известны пульсары, излучающие и на других длинах волн. Во всех случаях наблюдаемые нами пульсации представляют собой типичный эффект маяка; улавливаемый нами импульс возникает всякий раз, когда максимум излучения пробегает через наше поле зрения.

Неожиданная ценность исторических астрономических свидетельств уже иллюстрировалась нами на примере Крабовидной туманности, появившейся в 1054 г. Интерес к этому объекту еще более возрос после того, как обнаружилось, что в центре него находится пульсар. Вращаясь со скоростью около тридцати трех оборотов в секунду, он – один из наиболее быстрых из более чем тысячи других пульсаров, открытых до конца минувшего тысячелетия. Его высокая скорость – следствие его относительной молодости (теория предсказывает замедление вращения с течением времени, поскольку энергия звезды рассеивается), а потому исторические свидетельства предоставляют важные исходные данные для понимания всего механизма. Эти изменения крайне незначительны, но измеримы (о чем свидетельствует точность, с которой определен период пульсара CP 1919). Однако не все изменения плавные. Часто наблюдаются скачкообразные изменения периода, чему можно найти самые разнообразные объяснения, например, исходя из гипотетического представления о разломах, возникающих в твердой коре звезды. Астрогеология неожиданно расширила свои границы, выйдя далеко за пределы Солнечной системы и охватив такие области, как изучение звездотрясений. Несмотря на то что сегодня существует разделяемая всеми по меньшей мере стержневая основа теории, объясняющей поразительно большое количество явлений, наблюдаются некоторые разногласия в отношении природы механизма того, как работает нейтронная звезда. Это и не удивительно, поскольку состояние вещества в центре нейтронной звезды представляет собой один из наиболее сложных вопросов фундаментальной физики, что нетрудно понять, приняв во внимание существующие там громадные плотности.

Пульсары предоставили дополнительные возможности для решения такой фундаментальной задачи, как проверка общей теории относительности Эйнштейна; это касается гравитационных эффектов. В предыдущей главе мы видели, как Эйнштейн объяснил (к удовольствию по меньшей мере своих сторонников) едва заметное смещение перигелия Меркурия. В 1974 г. Рассел Халс и Джозеф Тейлор открыли звездную систему, где соответствующее прецессионное смещение должно было происходить в десять тысяч раз быстрее. Это оказалась двойная нейтронная звезда с орбитальным периодом восемь часов, один из компонентов которой – пульсар. Тейлор выполнял наблюдения в течение двадцати лет и в ходе этой работы обнаружил постепенное уменьшение размеров орбиты. Таким образом, он нашел еще одно наглядное подтверждение теории Эйнштейна, предположив, что это уменьшение вызвано потерей энергии системы, происходящей в результате гравитационного излучения – другого следствия общей теории относительности. (Движущаяся система гравитационных масс порождает колебания самого пространства, в результате чего ее энергия уменьшается.)

Чем больше обнаруживали пульсаров, тем чаще пересматривались данные относительно скорости их вращения. В январе 2006 г. измерение осевого вращения одного из двойных пульсаров дало величину 716 оборотов в секунду, в то время как предыдущее измерение, считавшееся верным в течение 24 лет, давало 642 оборота в секунду. Новым чемпионом стал один из 33 пульсаров в шаровом скоплении Терзян 5. Он движется по круговой орбите с периодом 1,0944303 суток. Семь десятичных знаков после запятой красноречивее всяких слов говорят о современной хронометрии, однако настоящей звездой этого шоу является массивный объект, который совершает оборот вокруг своей оси быстрее взмаха пчелиного крылышка.

Чтобы по достоинству оценить изменения, произошедшие в мировой астрономии в послевоенный период, было бы полезно уделить некоторое внимание и традиционной оптической астрономии, посмотрев на нее с высоты современных достижений, хотя и с риском пройти мимо значимых событий. Оптическая астрономия отнюдь не ушла в тень после того, как появилась радиоастрономия. К тому времени крупнейшим инструментом в этой области являлся большой 200-дюймовый рефлектор «Хейл» в Паломарской обсерватории, введенный в эксплуатацию в 1948 г. С самых первых дней его использовали в крайне важной работе – уже упомянутых исследованиях звездных населений, предпринятых Бааде, и в ряде исследований Сэндиджа. Начиная с 1950 г. Аллан Р. Сэндидж был ассистентом и аспирантом Хаббла, а в 1952 г. вошел в штат обсерваторий Маунт-Вилсон и Лас-Кампанас. После смерти Хаббла он унаследовал его программу глобального определения расстояний и скоростей разбегания галактик. Он получил важные данные, в частности численное значение замедления расширения, что оказало огромное влияние на космологические представления 1950‐х и 1960‐х гг. («параметр замедления» будет повторно рассмотрен нами в главе 20). Спустя некоторое время в Паломарской обсерватории Джесси Гринстейн выполнил исследование белых карликов, Эрик Э. Беклин и Дж. Нейгебауэр – инфракрасных источников, а Бааде, Цвикки и Минковский – остатков сверхновых.

В 1975 г., в те времена, когда если что-то и имело значение, так это размер, в Советском Союзе был введен в эксплуатацию альт-азимутальный оптический телескоп с еще большим объективом – 6 метров, или 236 дюймов. Одно только его зеркало, отливка и полировка которого производилась в Ленинграде начиная с 1968 г., изначально весило 70 тонн. Однако этот телескоп эксплуатируется в неблагоприятных условиях в районе Кавказских гор на юге России и ненамного превышает возможности ряда инструментов меньшего размера. Интересно отметить, что Исаак Ньютон в своей «Оптике» рекомендовал вершины гор как места, где можно избежать дрожания атмосферы. Однако есть и более убедительные соображения. На очень большой высоте содержание водяных паров в атмосфере значительно уменьшается, что делает возможным наблюдение в инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах. Это преимущество не оценили по достоинству до тех пор, пока на горе Пик-дю-Миди во французских Пиренеях не была основана первая высокогорная обсерватория. Эта обсерватория, первоначально использовавшаяся только в метеорологических целях, находится на высоте 2877 метров. Работы на ней велись с 1882 г., но не регулярно, к тому же французское правительство сократило ее финансирование, и сегодня ее главная заслуга состоит в туристической привлекательности единственной в мире обсерватории, столь эффектно расположенной среди скалистых гор. В некоторых кругах принято называть «старейшей непрерывно действующей высокогорной обсерваторией» находящуюся на горе Гамильтон в Калифорнии, подчеркивая таким образом, что пальма первенства принадлежит ей (но она начала работать в 1888 г.). В 1889 г. Гарвард открыл более скромную станцию в Арекипе (Перу). Она оставалась там до 1927 г., после чего ее перенесли в Блумфонтейн (Оранжевая провинция в Южной Африке), а в 1966 г. окончательно закрыли. Первой обсерваторией, построенной на западе Соединенных Штатов под руководством астрофизика Дональда Мензела, стала высокогорная обсерватория в Клаймаксе и Боулдере (штат Колорадо). Открывшись в 1930 г., она стала в ряд его обсерваторий, снискавших похвальную репутацию, но эта обсерватория выделяется в силу оказанного ею существенного влияния. Мензел специализировался на получении внезатменных изображений солнечной короны, он постигал азы этого редкого мастерства непосредственно у Бернара Лио, обучаясь у него на Пик-дю-Миди.

Технология изготовления телескопов – это отдельная тема, но трудно пройти мимо ньютоновского замечания о дрожании атмосферы, не упомянув о способах, посредством которых Европейская южная обсерватория (ЕЮО) начала преодолевать это затруднение в 2006 г., используя для компенсации атмосферной турбулентности «адаптивную оптику». Адаптивная оптика – это метод видоизменения изображения путем контролируемой физической деформации зеркала. В небо посылается мощный пучок лазерного излучения в нужном направлении. Он возбуждает атомы натрия на высоте около 90 километров, создавая там слабую искусственную звезду, что позволяет измерять и автоматически исправлять атмосферные эффекты в заданном направлении.

Во второй половине XX в. потребность в площадках, пригодных для наблюдений в возможно более широком диапазоне длин волн, привела к основанию еще нескольких горных обсерваторий. Все новые большие телескопы к этому времени располагались на высоте порядка 2000 метров или выше – гораздо выше, если речь идет о Гавайях. Горные обсерватории были построены в Аризоне (Китт-Пик), на Гавайях (где располагаются канадско-франко-гавайский телескоп, инфракрасные телескопы НАСА и Великобритании и телескопы «Кек»), в Чили (одним из трех главных институтов там является Европейская южная обсерватория), в Австралии (с Англо-австралийским телескопом и телескопом системы Шмидта, принадлежащим Великобритании) и в Испании (включая Германо-испанский центр в Калар-Альто, а также рефлекторы «Гершель» и «Ньютон» на острове Пальма, входящем в группу Канарских островов в Атлантическом океане). С 2,5‐метровым телескопом «Ньютон» связана интересная история, поскольку сначала его установили в Королевской обсерватории в Херстмонсо (графство Суссекс в Англии) в 1967 г., но он не мог там полноценно работать из‐за английских погодных условий. После надлежащей многоплановой доработки телескоп перевезли на о. Пальма. Что касается 4,2‐метрового зеркала телескопа «Гершель» на о. Пальма, то и по сей день его можно считать объективом с наиболее точно выдержанной формой среди всех других астрономических зеркал в мире. Как и большинство других очень больших телескопов этого периода в рефлекторе «Гершель» используются преимущества альт-азимутальной монтировки с несмитовским фокусом. (См. изображение такой современной монтировки на ил. 195.) Интересно происхождение Европейской южной обсерватории: проект по ее созданию был инициирован усилиями Яна Оорта, но саму идею подсказал ему астроном немецкого происхождения сотрудник обсерваторий Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар Вальтер Бааде во время своего двухмесячного пребывания в Лейденском университете в 1953 г.

Такие грандиозные проекты все еще используют в том числе и неправительственное финансирование, что может быть проиллюстрировано большим количеством примеров, но к числу наиболее показательных относится обсерватория Кека, расположенная на вершине спящего вулкана Мауна-Кеа на высоте 4205 метров. Это место замечательно по нескольким причинам – отсутствие городских огней, сухая и прозрачная атмосфера и широкая термически устойчивая зона окружающего океана. Инструменты обсерватории (один из них был введен в эксплуатацию в 1993 г., а другой – в 1996 г.) – самые большие на сегодняшний день оптические и инфракрасные телескопы в мире19. Высотой с восьмиэтажный дом, они весят по 300 тонн каждый, но при этом их наведение производится с чрезвычайной точностью. Главное зеркало каждого имеет диаметр 10 метров и состоит из 36 шестиугольных сегментов, действующих как единое целое. Обсерватория находится в ведении Калифорнийской ассоциации, поддерживающей с 1996 г. партнерские отношения с НАСА. Это монументальное предприятие обязано своим успехом серии грантов на общую сумму 140 миллионов долларов, выделенных фондом У. М. Кека.

Вот, пожалуй, и все, что можно сказать об оптической стороне дела, если не вдаваться в подробности. К началу 1990‐х гг. было всего лишь около дюжины оптических телескопов с зеркалами больше 3 метров в диаметре. К концу столетия их насчитывалось уже по меньшей мере двадцать пять, даже если считать за одно целое связанные друг с другом телескопы, расположенные в одном и том же месте и работающие как один инструмент. К 2006 г. шесть из них располагались на Мауна-Кеа, шесть – на горных склонах в Чили, и шесть – на континентальной территории Соединенных Штатов. В процессе строительства находится сегментный зеркальный инструмент (образцом для него послужили телескопы «Кек» на Гавайях) с объективом диаметром 10,4 метра20 и бинокулярный телескоп на горе Грэхэм в Аризоне с двумя зеркалами по 8,4 метра21. Однако в первом десятилетии нового тысячелетия амбиции стали расти быстрее, чем зеркала. В США группа институтов приступила к планированию 25‐метрового Гигантского Магелланова телескопа, а совместное предприятие США и Канады нацелилось на постройку 30‐метрового телескопа. Лундская обсерватория в Швеции совместно с Испанией, Финляндией и Ирландией планирует построить 50‐метровый инструмент; а Европейская южная обсерватория – совместное предприятие, спонсируемое одиннадцатью правительствами и осуществляющее свою деятельность в Чили, – начинает подумывать о 100 метрах. Это зеркало планируется изготовить из сегментов какой-либо подходящей формы. (С технологической точки зрения представляется абсолютно невозможным построить монолитное зеркало, размеры которого превышали бы 8 метров в поперечнике.) Из всех сегодняшних действующих телескопов впереди всех с большим отрывом идет инструмент ЕЮО, носящий название «Очень большой телескоп» (Very Large Telescope, или VLT, всего лишь 4 × 8,2 метра); новый телескоп, видимо, будет называться «Ошеломляюще большой телескоп» (overwhelmingly large telescope, или OWL). Можно задаться вопросом, что ошеломляет сильнее – его название или количество выделяемых на него денег? Как бы то ни было, ревизионная комиссия, созданная для выработки решения по этому проекту, пришла к выводу о его осуществимости, но выразила озабоченность в отношении его стоимости, которая предварительно оценивалась в 1,5 миллиарда евро (1,9 миллиарда долларов). Проект урезали, и в результате приняли решение ограничиться диаметром главного зеркала в 42 метра с более скромным названием «Чрезвычайно большой телескоп» (Extremely Large Telescope, или ELD)22.

Что касается радиодиапазона, позволяющего проводить высококачественные исследования даже в таких климатических условиях, когда водяные пары блокируют волны оптического излучения, то мировые астрономических центры умножали количество больших радиотелескопов с еще большей скоростью, чем оптических, особенно в течение первых двух послевоенных десятилетий. Бегло просматривая историю финансирования послевоенных исследований, можно задаться вопросом: почему, несмотря на появление в Соединенных Штатах ряда важных пионерских достижений в этой области, они очень медленно наверстывали то, что давно было сделано в других странах – Великобритании, Нидерландах и, например, в Австралии? Щедрое финансирование в США оптической астрономии отчасти объясняет этот парадокс, а заинтересованность военных в создании обсерваторий, пригодных для использования в космосе, играла даже еще большую роль. Однако, когда выгоды от работы в радиодиапазоне начали становиться очевидными, ситуация быстро поменялась и дивиденды не заставили себя ждать.

Небесные путешествия в целях изучения внеземных миров имеют долгую историю. Мы уже знакомились с произведениями Цицерона и Макробия, Данте и Чосера, и даже Кеплера, – везде законы перелета были покрыты глубокой тайной. Сын епископа, священник Фрэнсис Годвин, который впоследствии сам стал епископом Лландаффа (Уэльс), а затем Херефорда (по английскую сторону границы), был не слишком строгим последователем этой традиции. Однако он попытался прибавить ей правдоподобия, опубликовав в 1638 г. коперниканскую фантазию «Человек на Луне или Необыкновенное путешествие, совершенное Домиником Гонсалесом, испанским искателем приключений, или Воздушный посол». Его герой Гонсалес переносится на Луну в упряжи, увлекаемой перелетными гусями, и находит там утопию, где лунные женщины обладают такой красотой, что у мужчин не возникает желания совершить прелюбодеяние. Чистая выдумка. Книга выдержала множество изданий и даже стала источником вдохновения лондонской театральной труппы, поставившей в 1706 г. пьесу Томаса Дерфи «Чудеса Солнца», в которой использовались в том числе макеты летящих гусей. Однако началом высотной астрономии мы обязаны не гусям, а воздушным шарам. Наполненные горячим воздухом, водородом, а позже – гелием, они использовались в интересах многих отраслей науки, начиная с самых первых полетов, совершенных братьями Монгольфье. Два брата, Жозеф Мишель и Жак Этьенн, в своих первых экспериментах 1782 г. предпочитали использовать водород, но реального успеха достигли только с нагретым воздухом. Первый полет с участием человека был совершен 20 ноября 1783 г.

Мы уже упоминали о двух астрономах, путешествовавших на воздушных шарах. Жансен использовал его для совершения успешного побега из Парижа в 1870 г., но в его намерения не входило наблюдать солнечное затмение с воздушного шара. С другой стороны, Доротея Клюмпке совершила в 1899 г. путешествие для наблюдения метеорного дождя Леониды. Первые астрофизические данные, добытые с помощью воздушного шара, были получены почти случайно. Ранние исследования радиоактивности незадолго до и сразу же после начала XIX в. обнаружили ее присутствие в воде и в атмосфере. Например, удалось обнаружить, что экранированные, но заряженные электроскопы, установленные на улице, постепенно теряют свой заряд при облучении радиацией. Общее мнение сводилось к тому, что причиной этого было излучение, исходящее от радиоактивных элементов, находящихся в почве, или от производимых ими радиоактивных газов. Несколько измерений степени ионизации на различных высотах продемонстрировали ее снижение, и это было объяснено способом, который представлялся наиболее простым, – через поглощение ионизирующей радиации промежуточными слоями воздуха. Прозвучал призыв к осуществлению более тщательного исследования с помощью воздушного шара.

В 1911 и 1912 гг. физик Виктор Франц Гесс из венского Радиевого института совершил серию из десяти подъемов на воздушном шаре для проведения экспериментов, которые разрушили это общее предположение. 7 августа 1912 г. он совершил свой наиболее знаменательный полет совместно с пилотом воздушного шара и метеорологом. Полет длился около шести часов, за это время они пролетели от Аусига на Эльбе до Пискова и поднялись на высоту более пяти километров. В полете Гесс снимал показания с трех электроскопов, измеряя уровень радиации, вызывавшей ионизацию атмосферы. Согласно общераспространенным убеждениям, ее источником служили скальные породы земной коры. После снижения радиации в течение первых 150 метров подъема шара, как он обнаружил, ее уровень медленно рос по мере того как шар набирал высоту, так что когда они поднялись на 5000 метров, радиация достигла уровня, в два раза превышающего ее значение у поверхности Земли. Ранее он установил, что на заданной высоте она остается постоянной как днем, так и ночью, и поэтому не может вызываться прямыми солнечными лучами. В конечном счете он исключил Солнце из числа источников, совершив полет на воздушном шаре во время солнечного затмения. (Впоследствии его вывод подвергся некоторой модификации.) Гесс опубликовал свои открытия в конце года, придя к выводу, что это было высокопроникающее излучение, попадающее в атмосферу из‐за пределов Солнечной системы, а не из Земли под нами, как думали многие.

Благодаря этим экспериментам Гесс счастливым образом оказался основателем астрономии космических лучей. Полученные им результаты неоднократно подтвердил Вернер Кольхёрстер, уже в 1913 г. поднявшийся на воздушном шаре для проведения измерений на высотах более девяти километров. К середине 1920‐х гг. это явление получило широкое признание, хотя и не под нынешним своим названием. (Выражение «космические лучи» пущено в оборот Р. Э. Милликеном в 1925 г.) В 1936 г. Гесс получил Нобелевскую премию по физике. Незаурядность оказалась недостаточным качеством, чтобы защитить себя после аншлюса – аннексии Австрии нацистской Германией в 1938 г. Строгий католицизм Гесса привел к его смещению с должности профессора в Грацском университете. Он переехал в Соединенные Штаты и продолжил там свою работу, найдя для некоторых из своих экспериментов хорошее применение большой высоте Эмпайр-стейт-билдинга.

Межвоенный период отмечен многими важными работами, проведенными в области космической радиации, и оно оказалось крайне важным инструментом в понимании физики элементарных частиц. Например, Роберт Милликен, получивший Нобелевскую премию в 1923 г. за измерение заряда электрона, использовал воздушные шары вооруженных сил Соединенных Штатов для проведения измерений, подобных сделанным Гессом. Немного позже Милликен создал теорию, согласно которой лучи Гесса могли быть фотонами с очень высокой энергией, рождающимися в ходе синтеза легких элементов из водорода. В 1929 г. Вернер Кольхёрстер и Вальтер Боте провели эксперименты со счетчиками Гейгера, продемонстрировав, что бо́льшая часть космической радиации состоит из заряженных частиц очень высокой энергии – зачастую более чем в тысячу раз превышающей радиоактивность лабораторных препаратов. Другими высокими достижениями в области исследования космических лучей стали произведенная Бруно Росси демонстрация того, что первичные частицы могут производить ливни вторичных, и выдающееся открытие Карлом Дэвидом Андерсоном в числе вторичных частиц позитрона (положительно заряженного электрона) в его камерах Вильсона. («Первичными» космическими лучами называют те, что приходят из‐за пределов атмосферы. После вторжения в нее они сталкиваются с атомными ядрами, производя «атмосферные ливни» вторичных лучей.)

Вскоре теория высокоэнергетичных фотонов (гамма-квантов) Милликена была опровергнута экспериментами, проведенными под руководством А. Х. Комптона армией его ассистентов. Как они обнаружили, интенсивность космических лучей на полюсах Земли выше, чем на экваторе, и таким образом удалось показать, что первичные лучи должны быть заряженными частицами, отклоняемыми магнитным полем Земли. Это породило множество проблем: если это электроны или протоны, они должны поглощаться в атмосфере гораздо быстрее, чем это происходило на самом деле. Ситуацию удалось спасти Андерсону, который снова воспользовался экспериментами с космическими лучами в интересах фундаментальной физики. В 1937 г. его эксперименты с камерой Вильсона выявили новую вторичную частицу – μ-мезон (или мюон), способную замедлить расчетное поглощение. Связь этой частицы с мезонной теорией, разработанной ранее японским физиком Хидэки Юкава, слишком сложна для обсуждения здесь; достаточно будет сказать, что частицу Андерсона первоначально отождествили с частицей, известной сегодня как π-мезон (или пион), предложенной Юкава в качестве переносчика ядерных сил. Ошибочность этого предположения была продемонстрирована в 1949 г., когда эксперименты, проведенные Сесилом Ф. Пауэллом и его коллегами в Бристольском университете, выявили реакцию, в которой пион превращался в мюон и невидимое нейтрино. (Затем мюон распадался на электрон и два нейтрино. Все это удалось заметить благодаря использованию в регистрирующем устройстве фотографической эмульсии. Нейтрино представляют собой фундаментальные частицы, обладающие спином, очень малой массой или не имеющие ее23, а также лишенные заряда. Они являются предметом невероятно интенсивных исследований астрономии XXI в.)

Возвращаемся к началу этой богатой новой темы и методам исследования верхней атмосферы: немецкий физик Эрих Р. А. Регенер, авторитетный специалист в области физики атмосферы и стратосферы, нашел новое интересное применение непилотируемых воздушных шаров для доставки приборов в целях исследования радиации, идущей из космоса. (В 1909 г. Регенер получил весьма точное значение заряда электрона, и сегодня обычно его вспоминают именно по этому поводу. Милликен произвел свои измерения чуть ранее в том же году, но использованные ими методы различались.) В начале 1930‐х гг. в целях измерения космической радиации Регенер запускал непилотируемые воздушные шары, сделанные из каучука, а позже – из целлофана, некоторые из них достигали высоты 30 километров. В 1933 г. он совершил подъем лично, и в данном случае ему удалось обнаружить связь между вспышками на Солнце и исключительно высоким уровнем ионизации атмосферы. Это стало важным открытием, поскольку оно показало, что звезды (если они настолько похожи на наше Солнце) должны быть источниками космической радиации. Непилотируемые воздушные шары, разработанные для нужд метеорологии, являлись стандартным средством доставки оборудования для изучения космических лучей, особенно после Второй мировой войны.

Позже, когда нужно было избежать блокирующего воздействия земной атмосферы на коротких волнах, с гораздо большим успехом использовались самолеты обычной конструкции. Серьезная работа началась в 1966 г., когда Фрэнк Лоу и Карл Гиллеспи в ходе четырнадцати полетов на бомбардировщике Дуглас A-3B измеряли яркостную температуру Солнца (например, в миллиметровом диапазоне). Годом позже НАСА выделило финансирование на исследование планет с авиалайнера Конвэр 990, получившего название «Галилео». В 1973 г. он потерпел крушение с большими человеческими жертвами. Его преемнику «Галилео II» также не повезло, поскольку он сгорел на взлетной полосе в 1985 г., но на сей раз никто не погиб. С 1968 г. НАСА финансировало Обсерваторию Лирджет, поднимавшую 30-сантиметровый рефлектор на высоту 15 километров. Это был прототип, вероятно, наиболее успешного предприятия такого типа, а именно – Воздушной обсерватории «Койпер» (ВОК), которая размещалась на модифицированном четырехмоторном военном реактивном транспортном самолете C-141. Начав свою работу в 1974 г., ВОК обычно несла на борту команду, включающую в себя от трех до семи специалистов, чей эксперимент проводился, оператора основного телескопа, оператора телескопа-гида и компьютерного оператора. Продолжительность полета могла достигать шести или семи часов. Обычно ВОК взлетала с аэродрома Моффетт в Калифорнии, но в некоторых случаях – с аэродромов на Гавайях, в Австралии и в Японии. В этом проекте удалось преодолеть громадные технические проблемы, особенно в вопросе достижения стабилизации (посредством применения гироскопов и особых техник пилотирования) и в вопросе устранения последствий воздушной турбулентности в поле зрения инструментов.

В 1970‐х гг. обсерватории на летательных аппаратах применялись в нескольких странах, в число которых входили Великобритания, Западная Германия, Индия и Япония. Изучение космической радиации развивалось полным ходом, равно как и планетные исследования. Используя ВОК, удалось осуществить замечательную серию исследований спектров планетных атмосфер. С ее помощью в 1977 г. были открыты кольца Урана (одновременно с открытием на наземном оборудовании вызываемого ими покрытия звезд), и, как и другие обсерватории на летательных аппаратах, она собрала много информации о собственном излучении планет. Например, от Юпитера, Сатурна и Нептуна, как выяснилось, поток излучения больше, чем, как это следует из вычислений, если бы это был только отраженный солнечный свет, из чего следовало наличие у них внутренних источников энергии. У Урана такого эффекта не обнаружено. Однако вскоре описываемый тип высотной астрономии ушел на второй план, уступив место космическим аппаратам. Приведем пример успеха, достигнутого в течение следующих трех десятилетий: в 2005 г. совместными усилиями космического телескопа «Хаббл» и телескопов «Кек» на Гавайях удалось обнаружить двенадцатое и тринадцатое кольца Урана (наиболее удаленное из них имеет ярко-голубой цвет, как и наиболее удаленное кольцо Сатурна – в обоих случаях это является следствием малого размера частиц колец).

Одним из побочных последствий многочисленных успехов астрофизики и космологии в период до начала Второй мировой войны стал выход из моды теоретических исследований в области небесной механики. Когда в послевоенный период случилось возрождение интереса к этой теме, то это произошло по причинам, которые поначалу имели малое отношение к астрономии, и отнюдь не она была в центре всеобщего внимания. Оно пришло вместе со «Спутниковой эрой», когда обсерватории впервые стали выводить за пределы земной атмосферы с помощью ракет. Давая этой эре такое название, мы, конечно, упрощаем положение дел, но для всего мира в целом выражение «космическая гонка» было больше связано с доставкой боеголовок, чем телескопов.

У военных ракет долгая история, уходящая своими истоками в Китай. Первые ракеты, успешно использованные в современной войне, сконструированы английским инженером Уильямом Конгривом. Они применялись во многих кампаниях наполеоновских войн и впоследствии их скопировали большинство европейских армий, чему способствовали сочинения Жака-Филиппа Меригона де Монжери, представившего в 1825 г. хорошо документированную историю и теорию ракет как боевого оружия. Ракетная техника оставалась придатком артиллерийского дела, хотя и со своей теорией, которая, скорее всего, разрабатывалась бы артиллерийскими специалистами с большим энтузиазмом, имей они более подходящее топливо для реактивных двигателей. Русский учитель Константин Эдуардович Циолковский внес несколько существенных улучшений в теорию; то же самое сделал Роберт Хатчингс Годдард из Вустера (штат Массачусетс), осуществив в 1926 г. первый успешный запуск ракеты на жидком топливе. Герман Оберт в Германии был одним из поклонников работ Циолковского и инициатором объединения энтузиастов в общество космоплавания, к которому принадлежал молодой Вернер фон Браун. По окончании Первой мировой войны Версальский договор ограничил Германию в разработке артиллерии малого калибра, в результате чего страна приложила значительные исследовательские усилия к развитию ракетной техники, призвав к сотрудничеству нескольких членов упомянутого общества. Именно Браун возглавил знаменитую немецкую военную программу, достигшую своего пика во время ракетного обстрела юга Англии сверхзвуковыми ракетами Фау-2 в 1944 и 1945 гг. Захваченное оборудование по их производству доставили в Соединенные Штаты, и 25 таких ракет предназначались для использования в научных целях.

Сначала ракеты использовались для исследований в верхней атмосфере. Длиной 14 метров и весом 14 тонн, они могли достигать высоты 120 километров, а потому хорошо подходили для решения этой задачи. Для передачи данных во время полета были разработаны радиотелеметрические технологии; одна из первых трудностей – гашение скорости ракеты при посадке в целях сохранения оборудования, находящегося на борту (что вряд ли считалось серьезной проблемой для немецких ракетчиков). Уже в октябре 1946 г. с одной из модифицированных версий Фау-2s удалось получить первые спектры Солнца, обладавшие особой ценностью, поскольку они сделаны над озонным слоем, отсекающим бо́льшую часть ультрафиолета. Это осуществила группа из Морской научно-исследовательской лаборатории США под руководством Ричарда Таузи. Ракета поднялась на 80 километров, и сразу выяснилось, почему столь многочисленные попытки получить ультрафиолетовый спектр Солнца с помощью воздушных шаров в 1920‐х и 1930‐х гг. терпели неудачу: высота озонного слоя сильно недооценивалась.

Прошло несколько лет, прежде чем удалось разработать средства управления, позволяющие с достаточной точностью контролировать в полете научное оборудование, предназначенное для решения серьезных астрономических задач, но когда это научились делать, оказалось возможным получать солнечный спектр вплоть до рентгеновского диапазона. Если первая половина XX в. отмечена феноменальными астрономическими успехами, достигнутыми благодаря постройке все более крупных рефлекторов, то во второй половине столетия, в связи с разработками, имеющими место в радиоастрономии, еще бо́льшие успехи связаны с расширением диапазона принимаемых длин волн. На следующем этапе знание о Солнечной системе стало расти как снежный ком, так как оказалось возможным просто отправлять аппаратуру к интересующим астрономов небесным телам.

И Советский Союз, и Соединенные Штаты стали готовить много специалистов по космической технике, и вскоре вся эта отрасль стала предметом национальной гордости с открыто демонстрируемыми ценностями научно-исследовательской работы. Уже в 1954 г. оргкомитет Международного геофизического года воспользовался этой ситуацией и рекомендовал правительствам вывести на орбиту Земли в научных целях искусственные спутники. «Год», запланированный на период с 1 июля 1957 г. по 31 декабря 1958 г., получил поддержку шестидесяти шести государств. Важной частью этого плана стало исследование явлений, происходящих в верхней атмосфере. Советский Союз внес свой вклад благодаря развитию военной ракетной техники. В Соединенных Штатах администрация Эйзенхауэра встала перед выбором, что взять за основу: армейские ракеты «Юпитер» или военно-морские ракеты «Авангард»; выбор пал на последние. 4 октября 1957 г., использовав разновидность ракеты «семерка» в качестве ракеты-носителя, Советский Союз вывел на орбиту «Спутник-1» – первый искусственный спутник Земли. Подготовка «Авангарда» в Соединенных Штатах шла с большим опережением, и исполнители проекта понимали, что это больно бьет по советским амбициям, но были застигнуты врасплох этим успешным запуском. Всего месяц спустя «Спутник-2» вывел на орбиту собаку Лайка, и мировая пресса пришла в еще большее возбуждение. Технология не позволила вернуть собаку живой, но сороковая годовщина Октябрьской революции была широко и пышно отмечена. Масса «Спутника-2» превышала половину тонны, и страны Западного блока начали опасаться того, что советские инженеры разработали какое-то необычное новое топливо. (На самом деле, нет. Они просто сыграли на большой массе.) 6 декабря того же года «Авангард», несущий на борту 1,5-килограммовый спутник, поднялся над стартовой площадкой на метр или около того, а затем рухнул и взорвался. Поистине удивительно, что столь сильно уязвленная американская национальная гордость была реабилитирована всего лишь через пару месяцев. 31 января 1958 г. ракете Вернера фон Брауна «Юпитер-С» оказалось под силу доставить на орбиту спутник «Эксплорер-1» с самой современной аппаратурой, что быстро принесло облегчение некоторым сердцам, разбитым в предыдущие месяцы.

237

Интервалы длин волн, перекрываемые оборудованием нескольких важных космических аппаратов. Перечень не полон и не включает бо́льшую часть проектов, связанных с физикой Солнца и планетной астрономией. В тексте книги упомянуто относительно небольшое количество проектов. Шкала длин волн приводится в нанометрах (1 нанометр равен 10^-9 метра, одной миллиардной доле метра, или, если использовать другую распространенную шкалу, 10 ангстремам). Имейте в виду, что шкала не линейная, а логарифмическая. Главная цель рисунка – продемонстрировать относительный охват и протяженность интервалов регистрирующей аппаратуры. Центральная полоса задает ширину видимого спектра (фиолетовая часть слева, красная – справа).

В конце 1958 г. Национальный научный фонд США и только что основанное НАСА учредили новые системы образования. Во имя «обороны страны и освоения космоса» многие сотни государственных служащих, отраслевых научных работников, школьных учителей и студентов освоили навыки, необходимые для расчета орбит и траекторий – небесную механику в новом обличии. Соединенные Штаты стали в этом начинании моделью, которая копировалась впоследствии большей частью стран, где были инициированы научные, гражданские или военные космические программы. Они слишком многочисленны, чтобы охарактеризовать здесь каждую из них в отдельности, однако стоит упомянуть о различии, существующем между полностью независимыми национальными проектами (такими, как запуск Францией в декабре 1965 г. спутника «Астерикс» с помощью французской же ракеты) и совместными начинаниями (как в том случае, когда Великобритания [1962], Италия [1964] и Европейская организация космических исследований [1968] запустили спутники, использовав для этого американские ракеты). Некоторые восточноевропейские страны сотрудничали с Советским Союзом. Япония и Китай запустили спутники в 1970 г., Индия – в 1975 г. Вскоре наступил период, когда количество научных спутников в космосе намного превысило количество больших телескопов на Земле. Признак ослабления конфронтации между двумя сторонами железного занавеса наметился в 1973 г., когда Соединенные Штаты и Советский Союз заключили соглашение о разработке универсальных стыковочных узлов для «Аполлона» и «Союза». Однако самым амбициозным совместным проектом стала, несомненно, Международная космическая станция. (Физики могут оспорить это утверждение, сославшись на колоссальные ускорители элементарных частиц.) У нее есть веские основания считаться самым масштабным и сложным научным проектом в человеческой истории, опирающимся на научные, технологические и производственные ресурсы шестнадцати стран. Станция будет иметь размеры, сопоставимые с размерами футбольного поля, а шесть ее лабораторий будут получать энергию от панелей солнечных батарей, общей площадью порядка 4000 квадратных метров24.

Очевидно, что ситуация в конце XX в. сильно отличалась от той, когда НАСА только возникло. В то время астрономы в течение более чем десяти лет извлекали выгоду из бюджетов, которые обычно обосновывались в категориях национальной безопасности. В силу того что ученые пытались изучать природу космоса, а в отдельных случаях судить о том, есть ли в нем другая жизнь, им часто приходилось работать вместе с другими специалистами, чьей задачей было угрожать жизни на Земле. На какое-то время под угрозой оказались даже наземные астрономические наблюдения. Среди планов военных – насыщение высоких слоев атмосферы огромным количеством медных иголок в целях экранирования угрозы радарного обнаружения; эти иголки привели бы к появлению плотной «вуали» над всеми радиотелескопами. Астрономы с обеих сторон железного занавеса часто цинично использовались для интеллектуального прикрытия разработки новых видов вооружений. К счастью, в довольно многих случаях астрономическая маскировка приносила реальные плоды, поскольку декларируемые астрономические задачи получали весомую финансовую поддержку, и в течение двадцати или тридцати лет имидж астрономии преобразился до неузнаваемости.

Одним из важнейших ранних открытий, ставших возможным благодаря спутникам, – обнаружение распределения плотности высокоэнергетичных заряженных частиц, окружающих Землю. Так называемые пояса Ван Аллена названы по имени их первооткрывателя Джеймса Альфреда Ван Аллена, одного из членов команды, работавшей в Лаборатории прикладной физики Университета Джонса Хопкинса в Балтиморе. Он был одним из авторов программы Международного геофизического года 1957–1958 гг. В рамках вклада США он и его коллеги занимались конструированием приборов для первых спутников «Эксплорер». По чистой случайности в январе 1958 г. он зарегистрировал захваченные частицы с помощью датчиков излучения, установленных на «Эксплорере-1» (первом американском искусственном спутнике Земли), которые оказались перегружены необычайно высоким потоком ионов высокой энергии, запертых в магнитном поле Земли. Ван Аллен внес изменение в конструкцию приборов и впоследствии сумел построить график тороидального распределения заряженных частиц с помощью данных, полученных с «Эксплорера-4» и «Пионера-3». В итоге было обнаружено, что внутренний пояс простирается примерно от 1000 до 5000 километров, если считать от земной поверхности, а внешний – от 15 000 до 25 000 километров. Ван Аллену можно заслуженно присвоить звание автора первых важных открытий новой космической эры.

Эти открытия до некоторой степени подтвердили идеи о движении заряженных частиц в магнитном поле Земли, развитые Биркеландом во время его исследования в 1896 г. полярных сияний – зрелищных всполохов на ночном небе, наблюдаемых на широтах между 60° и 75°. Предположение Биркеланда о том, что эти сияния могут вызываться электрически заряженными частицами, выбрасываемыми Солнцем и увлекаемыми магнитным полем Земли в сторону полюсов, было проверено в 1930‐х гг. другим норвежцем, математиком Ф. К. М. Стёрмером. Он попытался рассчитать траектории предполагаемого следования частиц, однако его теория привела лишь к поверхностным результатам, и в течение многих десятилетий теория о том, что было известно под названием солнечного ветра, в применении к наружным частям поясов Ван Аллена, не давала убедительного объяснения существования полярных сияний. Первого реального успеха удалось добиться примерно в тот же период; Сидни Чепмен рассчитал, как магнитные бури, создающие помехи в радио- и телефонной связи на поверхности Земли, могут быть связаны с потоками ионов, испускаемыми Солнцем. Расчеты делались на основе сопоставления многих исследовательских программ, что привело к появлению более четкого представления о природе солнечного ветра и его проявлений; в итоге эти расчеты были подтверждены данными с космических аппаратов, в том числе, например, «Луна-1», «Луна-2», «Маринер-2» и «Эксплорер-10». Траектории заряженных частиц солнечного ветра, сталкиваясь с магнитосферой Земли, как выяснилось, приобретают характерную спиральную структуру, не считая некоторых отклонений; также выяснилось, что энергия, затрачиваемая на солнечный ветер, не слишком велика. Каждую секунду от Солнца уносится всего лишь миллион тонн водорода, а это составляет только одну миллионную долю выделяемой Солнцем энергии.

В доспутниковую эру Солнце стало одним из главных объектов новейших ракетных исследований. В период между 1949 и 1957 гг. удалось получить спектры высокого разрешения во всем оптическом диапазоне и за его пределами с использованием размещенного на ракетах оборудования. Одним из неожиданных открытий стала высокая переменчивость жесткого ультрафиолета и рентгеновского излучения Солнца. В 1956 г. персонал Военно-морской исследовательской лаборатории в Вашингтоне провел исследование звезд ранних спектральных классов в нашей Галактике, в ходе которого возникло подозрение, что зарегистрированное рентгеновское излучение исходит из‐за пределов Солнечной системы. (Мы рассмотрим это подробнее в следующем разделе.) В 1962 г. запустили первую Орбитальную солнечную обсерваторию (ОСО-1), одну из восьми, стартовавших в течение семнадцати лет (что составляет три четвертых полного двойного цикла солнечной активности) для одновременного наблюдения на всех длинах волн, почти без разрывов. С помощью коронографа, аналогичного разработанному Бернаром Лио в 1930 г., в течение нескольких месяцев производилось непрерывное наблюдение формы солнечной короны, не нарушаемой рассеянием в земной атмосфере, на расстояниях до десяти солнечных радиусов от лимба – гораздо дальше, чем можно видеть с Земли даже во время самых благоприятных затмений.

Крупнейшая из солнечных обсерваторий – пилотируемая орбитальная станция, названная «Скайлэб». Хотя, возможно, ей лучше подошло бы название научно-инженерной лаборатории. Запущенная на околоземную орбиту ракетой «Сатурн-V» в мае 1973 г., она имела на борту восемь больших телескопов, один из которых был оснащен коронографом, и экипажи всех трех экспедиций, осуществленных в период между маем 1973 г. и февралем 1974 г., передали на Землю много тысяч фотографий солнечной атмосферы. Первый экипаж «Скайлэба» провел несколько сотен экспериментов. 11 июля 1979 г. орбитальная станция сошла с орбиты и разрушилась, ее обломки упали в основном в Тихом океане, а некоторые из них – на малозаселенной территории Австралии. Каждый из трех экипажей, посетивших станцию, состоял из трех человек, их экспедиции длились от четырех до двенадцати недель. Последний спутник – «Solar Maximum Mission» (SMM), запущенный в 1980 г., предназначался для исследования Солнца в максимуме цикла его активности. Он удостоился горячих газетных новостей, когда выяснилась потребность в проведении на нем ремонтных работ, и 11 апреля 1984 г. астронавты Джеймс Нельсон и Джеймс ван Хофтен провели их с помощью системы манипуляторов с дистанционным управлением с космического челнока «Челленджер». По сравнению с этим проблемы, с которыми столкнулись Донди, ремонтируя свой астрариум, или Гершель – свое зеркало, были совершеннейшим пустяком.

В 1985 г. астрономам напомнили о долге, имеющемся у них перед их военными покровителями. В 1981 г. для того, чтобы дополнить данные, полученные с помощью зонда SMM, и осуществить мониторинг Солнца в течение полного цикла солнечной активности, был запущен американский спутник «Солвинд». Помимо прочего, он открыл пять околосолнечных комет. Однако в сентябре 1985 г. работа спутника внезапно прервалась, поскольку потребовалось его использовать в качестве мишени для американской системы противоспутникового оружия (ASAT). Астрономам важно помнить о том, кто на самом деле распоряжается деньгами.

Вероятно, нужно вскользь упомянуть о том, что военные потребности – не единственная мантра, которой можно оправдаться перед народом за расходование средств. Экологические аргументы начали входить в моду уже в минувшем тысячелетии, но стали особенно быстро набирать обороты в наступившем. Программа Европейского космического агентства (ЕКА) «Венера-экспресс» 2006 г. (использовавшая для экономии времени и денег конструкторские и производственные технологии более ранней программы «Марс-экспресс») часто обосновывалась тем, что поскольку у Венеры так много общего с Землей, и она серьезно пострадала от стремительного потепления, вызванного парниковым эффектом, программа способна пролить свет на угрозы, с которыми может столкнуться наша собственная атмосфера. Всего пару поколений назад этот аргумент казался бы просто невероятным, но еще сложнее было представить, что старт этой миссии даст ракета-носитель «Союз», запущенная из Казахстана. В то время велись разговоры об опасности выпадения радиоактивных осадков. С 2005 г. приоритеты изменились, о чем свидетельствовал новый российский десятилетний космический бюджет, составлявший примерно 10 процентов от соответствующего бюджета США.

С конца 1950‐х гг. в результате соперничества сверхдержав и их желания продемонстрировать свое военное превосходство были достигнуты огромные успехи в изучении Луны. Советский зонд «Луна-2» достиг поверхности видимой стороны Луны в сентябре 1959 г., а в следующем месяце «Луна-3» прислала изображения ее скрытого от нас полушария. Одним из наиболее неожиданных советских открытий оказалось почти полное отсутствие на обратной стороне Луны обширных «морей», базальтовых равнин, которые формируют «лунный лик» на ее видимой стороне. Соединенные Штаты сумели доставить станцию «Рейнджер-4» на Луну только в 1962 г., но из‐за неполадок в работе системы бортового питания, отключившейся через два часа после запуска, космический аппарат не сумел передать на Землю телевизионные изображения. То, что он достиг лунной поверхности, стало известно лишь потому, что имелась возможность его отслеживания по слабому радиопередатчику в лунной капсуле. Помимо этого, в капсуле находился сейсмометр, который, по конструкторскому замыслу, должен был покинуть космический аппарат до его столкновения и самостоятельно достичь поверхности Луны, пригодной для измерения частоты местной сейсмической активности. На деле, неудачу потерпели первые шесть «Рейнджеров», некоторые из них и вовсе промахнулись мимо Луны. И только 31 июля 1964 г. «Рейнджер-7» сумел отослать на Землю более 4000 прекрасных изображений (на последних снимках видны детали размером всего лишь около полуметра), прежде чем разбился в лунном Море Познанном. Этот же успех повторили «Рейнджер-8» и «Рейнджер-9», после чего в конце 1965 г. программа была свернута. Первую мягкую посадку совершила в 1969 г. «Луна-9», затем последовали пять миссий «Лунар Орбитер», чтобы проложить путь самому зрелищному событию – прилунению американских астронавтов.

Программа «Аполлон», в рамках которой впервые человек высадился на поверхность Луны, несомненно, является самой известной из всех лунных экспедиций. В науке фотокамеры и сейсмометры часто бывают полезнее, чем человекоподобные существа, и отношение общественности к этому проекту оказалось очень неоднозначным. Первым человеком, побывавшим на околоземной орбите, стал советский космонавт Юрий Гагарин, космический корабль которого стартовал 12 апреля 1961 г., и после совершения одного витка, он благополучно приземлился с парашютом. (Гагарин разбился во время тренировочного полета на рядовом реактивном самолете в 1968 г.) В те годы существовало сильное всеобщее чувство сопричастности космическим путешествиям, хотя, похоже, по прошествии времени вся эта американская эпопея ужалась в памяти большинства людей до пешей прогулки Нила О. Армстронга по лунной поверхности 21 июля 1969 г. и к сказанной им фразе: «Это маленький шаг одного человека, но гигантский скачок всего человечества». (Первая версия сообщения, где вместо «человека» слышалось «мужчина», производило не слишком хорошее впечатление.) На Луне Армстронга сопровождал Эдвин Ю. «Базз» Олдрин-младший. Космический корабль назывался «Аполлон-11», и он оставался на окололунной орбите, когда астронавты совершали посадку на модуле «Игл». На фоне этого триумфа совершенно потерялся масштаб всей программы: экспедиции астронавтов в период с 1968 по 1972 г., в ходе которых американцы совершили девять пилотируемых полетов к Луне (это космические корабли «Аполлон» с номерами 8 и 10–17). Шесть из них высаживали астронавтов на Луну (кроме 8, 10 и 13), и все вместе привезли на Землю 380 килограммов лунного грунта. Неоценимое научное значение имел полет «Аполлона-12», лунный модуль которого опустился 20 ноября 1969 г. вблизи автоматической станции «Сервейер-3», совершившей мягкую посадку в апреле 1967 г., что предоставило астронавтам возможность его изучить. Позже анализ взятых с зонда проб хлопьев краски позволил в качестве совершенно неожиданного бонуса получить полезную информацию о солнечном ветре.

Три советские автоматические межпланетные станции серии «Луна» осуществили мягкую посадку на поверхность Луны и доставили на Землю 0,3 килограмма образцов грунта. Для изучения геологии Марса в рамках проекта «Викинг» использовался тот же тип геологического зондирования с автоматическими станциями на поверхности планеты.

Образцы лунных пород анализировались в большом количестве лабораторий многих стран, и их сравнение с метеоритами предоставило гораздо больше информации о происхождении системы Земля-Луна, чем это было бы возможно без прямого доступа к лунному грунту. До этого существовали три особенно популярные теории: Луна и Земля сформировались естественным путем как планетная пара; Луна была захвачена еще до того, как достигла твердого состояния; Луна представляет собой отделившуюся часть земной мантии. Ни один из этих сценариев не выдерживал проверки с точки зрения имеющихся данных. Вместо того чтобы погружаться в подробности многочисленных дискуссий, имевших место в период до начала программы «Аполлон», мы можем рассмотреть только одну из них – активное обсуждение, имевшее место в 1950‐х гг. между коллегами по Чикагскому университету химиком Гарольдом Юри и астрономом Джерардом Петером Койпером, имя которого носит «пояс Койпера». Юри обладал практически безупречной репутацией. Он играл важную роль в Манхэттенском проекте, а после войны проявил глубокий интерес к Луне, формированию планет, метеоритам, распространенности элементов и происхождению жизни. Его влияние как нобелевского лауреата было весьма значительным, даже в астрономии, особенно в силу поддержки, которую он оказал программе пилотируемых полетов на Луну. Вкратце, его точка зрения сводилась к следующему: Луна, являясь рудиментом периода формирования Солнечной системы, имеет обширные моря с малым числом характерных кратеров, так как большие тела бомбардировали ее после малых тел, оставивших небольшие кратеры. Он полагал, что моря залиты потоками расплавленной лавы, образовавшейся вследствие столкновения. В это время было много скептицизма, основанного главным образом на баллистической практике, по поводу того, что расплавление вообще имело место. Чрезвычайно важное исследование лунных кратеров провел Р. Б. Болдуин. Он построил графическую зависимость глубины кратеров от их диаметров, изучив воронки, образовавшиеся от взрывов снарядов и бомб, метеоритные кратеры на Земле и лунные кратеры, и обнаружил, что все они ложатся на одну кривую. Ключом к пониманию этого явления стало образование газа, а не жидкости. Койпер обладал гораздо бо́льшими астрономическими познаниями, чем Юри. Он провел наблюдения с помощью 82-дюймового рефлектора обсерватории Макдональд и согласился с аргументами Болдуина в пользу ударного происхождения лунных кратеров.

Итак, вопрос сводился к тому – была ли Луна горячей или холодной? Выдвигались крайне многословные аргументы, опиравшиеся преимущественно на исследования цвета поверхности и теорию образования кратеров, но неожиданно вся эти классические споры прекратились. Космические аппараты начали фотографировать лунную поверхность с очень близкого расстояния; затем приступили к работе выведенные на орбиты спутников Луны аппараты дистанционного зондирования, позволившие определить приблизительный минералогический состав; наконец, на Землю доставили коллекцию горных пород, капсулы с грунтом, стали поступать сейсмологические данные, результаты других физических измерений, и все это стало возможным благодаря американским и советским космическим программам. Быстро возникли лунная химия, тектоника и дюжина направлений лунной физики. Бо́льшая часть идей Койпера выдержала испытания, а идеи Юри – отвергнуты. То, что было наиболее захватывающим для астрономов, специалистов по Луне, получивших в свое распоряжение весь этот новый материал, являлось абсолютной противоположностью того, чем занимались прежние специалисты, потратившие так много времени на измышление теорий, основанных на весьма ограниченном количестве фактических данных.

После Луны взоры специалистов устремились на другие, более удаленные тела Солнечной системы. Самой очевидной целью, хранившей много нерешенных проблем, была Венера. В течение долгого времени с сожалением признавалось, что Венера покрыта слоем облаков, непроницаемых для телескопа и скрывающих даже такую важную характеристику, как скорость вращения планеты. Попытки изучить облака с помощью спектрального анализа сталкивались с проблемами интерпретации полученных данных. В 1929 г. Бернар Лио исследовал поляризацию света, идущего от планеты, и пришел к выводу, что облака состоят главным образом из водяного пара. Однако в 1932 г. Уолтер С. Адамс и Теодор Данэм, работая в обсерватории Маунт-Вилсон, интерпретировали загадочные спектральные линии как излучение углекислого газа при очень высоком давлении. К 1950‐м гг. было выдвинуто множество гипотез. Фред Уиппл высказал предположение об океанах минеральной газированной воды, покрытых облаками из углекислого газа. Фред Хойл выдвинул аргумент даже в пользу существования океанов нефти, «превосходящих воображение богатейших техасских нефтяных королей». Радионаблюдения не давали однозначных результатов. Действительно ли у Венеры очень горячая поверхность или же регистрируемое излучение исходит от ионосферы, а температура поверхности гораздо ниже?

Ответить на этот вопрос не так-то просто. В 1962 г., запущенный Соединенными Штатами «Маринер-2» доставил 18 килограммов научной аппаратуры на расстояние 3500 километров от Венеры и просканировал поверхность планеты инфракрасными и микроволновыми радиометрами. Так удалось получить данные, согласно которым температура поверхности оказалась равной около 425°C; в результате последующего пересмотра это значение увеличилось до 470°C. 12 июня 1967 г. Советский Союз запустил «Венеру-4», первую автоматическую научно-исследовательскую станцию, предназначенную для непосредственного погружения в атмосферу Венеры и передачи данных о ее температуре и давлении. Еще до того как спускаемый аппарат достиг поверхности планеты, он был смят давлением атмосферы, оказавшимся примерно в девяносто раз выше, чем на Земле. Два дня спустя после старта советской межпланетной станции Соединенные Штаты запустили на Венеру «Маринер-5», который прибыл туда 19 октября 1967 г., всего лишь через 36 часов после «Венеры-4». Закончив обследование магнитного поля планеты, а также ее атмосферы (но с большей осторожностью, чем его советский предшественник), «Маринер-5» вышел на околосолнечную орбиту (согласно исследованию, проведенному им в радиодиапазоне, температура поверхности превышала 527°C, а давление – 100 атмосфер). Совершить удачную посадку на Венеру не удавалось вплоть до 1970 г., когда на нее приземлилась советская «Венера-7». Соединенные Штаты, по всей видимости, потеряли интерес к Венере еще до «Маринера-5», начав уделять большее внимание Марсу. Возможно, этот выбор сделан потому, что Венера выглядела слишком враждебной в смысле условий обитания – как в прошлом, так и в будущем. Однако интерес советских ученых к этой горячей планете с очень высоким давлением подогревался успешным приземлением на ее поверхность аппаратов, спущенных на парашюте со станций «Венера» и «Вега» (как часть программы по изучению кометы Галлея). Прежде чем умолкнуть, эти приборы передавали информацию примерно в течение часа. В 1975 г. «Венера-9» и «Венера-10» успели прислать первые фотографии каменистого ландшафта Венеры до того, как их телевизионные камеры пришли в негодность.

Поверхности планет, которые невозможно подробно рассмотреть даже с помощью лучших наземных оптических телескопов, удалось тщательно изучить с помощью космических станций. Например, на первых кадрах поверхности Меркурия, снятых «Маринером-10» 10 марта 1974 г. крупным планом, видны области, испещренные кратерами. Серия автоматических межпланетных станций «Маринер» осуществила первую научно значимую программу полетов к Марсу. Действительно, как уже отмечалось, для большинства астрономов станции «Маринер» и «Викинг» ознаменовали окончание эры фантазирования на тему возможного участия какой-либо цивилизации в строительстве «каналов» на Марсе. Как было показано, за единственным исключением, линии Персиваля Лоуэлла, нарисованные на его картах, оказались результатом оптической иллюзии. Исключением стал гигантский каньон, названный им «Агатодемон», но его соотечественники предпочли переименовать каньон в «Долины Маринера» – вероятно, на том основании, что он не был бы открыт, если бы его не удалось увидеть с близкого расстояния. Это тот же тип аргументации, по которому Колумб не считается первооткрывателем Америки.

1970‐е гг. вовсе не поставили крест на мечте о разумных соседях во Вселенной. Напротив, за прошедшее столетие было предложено много доводов, схожих с выдвинутыми Хёггинсом и Миллером еще в 1864 г., согласно которым нет никаких сомнений в изобилии элементов во Вселенной, необходимых для жизни. У нас нет возможности навестить их в ближайшем будущем, но высказывалось мнение, что если у них в течение долгого времени была возможность навестить нас, и они не делали этого только из осторожности (а многие думали, что они уже прилетели), то мы должны рассчитывать на более долгую историческую перспективу. Межпланетные автоматические станции «Пионер-10» и «Пионер-11», запущенные в 1972 и 1973 гг. соответственно, несут на борту анодированные золотом алюминиевые пластины с сообщением, которое, возможно, когда-нибудь будет увидено разумными существами далеко за пределами Солнечной системы. Предполагается, что эти существа будут обладать зрением и любознательностью. Эти пластины, размером шесть на девять дюймов, задумывались как наиболее долговечное творение человечества (скажем, несколько сотен миллионов лет), показывающее положение Солнечной системы в космическом пространстве относительно четырнадцати пульсаров. На пластинах содержится изображение пары, напоминающей Тарзана и Джейн, которая по замыслу должна была обладать «надрасовыми характеристиками», а также много косвенной информации, дабы заинтриговать нашедшего – например, то, что земляне еще не изобрели одежды, детей или метрической системы (ил. 238). Другой проект человечества, исполненный в том же духе, реализован в 1974 г., когда сложное сообщение, записанное бинарным кодом, было передано с помощью огромной антенны в Аресибо в направлении большого шарового скопления в Геркулесе. Среди прочей информации оно передавало химические формулы компонентов молекулы ДНК. Не прошло и ста лет с тех пор, как Камиль Фламмарион опубликовал свою монографию о Марсе (1892), красноречиво повествующую об открытии новых миров, их обитателях, окруженных «шумом мирного труда», с которыми мы в скором времени сумеем объединиться. Он говорил о Земле, как о самой обычной провинции Вселенной, и о «неведомых братьях», живущих в ее безграничных глубинах. Он по меньшей мере одобрил бы тот факт, что к концу XX в. найдутся астрономы, которые будут посвящать значительную часть своей энергии и тратить немалые денежные суммы на поиск внеземного разума.

238

Пластина с символичным посланием, размещенная на борту «Пионера-10» в надежде на то, что в отдаленном будущем она будет перехвачена какими-либо представителями внеземного разума. Рисунок был выгравирован на анодированной золотом алюминиевой пластине размером 152×229 миллиметров (6×9 дюймов), прикрепленной к силовой стойке антенны для защиты ее от эрозии в результате воздействия межзвездной пыли. Космический аппарат, запущенный в 1972 г., отправил свое последнее сообщение на Землю в 2003 г.

Привычка отправлять сообщения в никуда – заразительна. В 2005 г. японский космический аппарат «Хаябуса» (Сокол) доставил на поверхность астероида Итокава две алюминиевые пластинки с именами 880 000 людей из 149 стран, включая таких фантастов, как писатель Артур Ч. Кларк, кинорежиссер Стивен Спилберг и автор манга-комиксов Рейдзи Мацумото. Это, конечно же, имело мало общего с поисками внеземного разума и было больше похоже на отправку сообщения в бутылке, брошенной в море.

Существует общераспространенное мнение, что по-настоящему разумные существа, если они обеспокоены поиском себе подобных, будут общаться на радиочастотах, поскольку в этом случае затрачивается гораздо меньше энергии, чем при использовании рентгеновских лучей. Было много споров по поводу методики проверки, является ли сигнал искусственным или нет, – большинство предпочитали числовые последовательности, в надежде на то, что их далекие коллеги будут мыслить подобным образом, пусть даже и за много-много лет до этого. В 1960 г. известный голландский логик Ханс Фройденталь пошел еще дальше и написал книгу, название которой говорит само за себя: «Линкос: проект языка для космического общения». Без сомнения, он рассматривал это больше как упражнение для ума, чем как реальную программу, но нашлись специалисты, имевшие на этот счет другие планы, и в 1984 г. в Маунтин-Вью (штат Калифорния) был основан институт SETI, целью которого провозглашалось изучение внеземного разума. В итоге эта частная некоммерческая организация привлекла к себе более ста серьезно настроенных ученых и лиц, способствующих развитию науки, и ее потенциальная аудитория во много раз превысила аудиторию любого другого из традиционных астрономических направлений. Ведущим деятелем организации SETI был Фрэнк Дрейк, автор широко цитируемой формулы, определяющей количество внеземных цивилизаций в нашей Галактике, с которыми мы, предположительно, можем общаться в произвольный момент времени. Один из вариантов этой формулы он вывел, когда работал в 1950‐х гг. в Национальной радиоастрономической обсерватории. Она представляет собой семь чисел, просто перемноженных друг на друга. Часть из них имеют отношение к астрономии (например, среднее количество планет с условиями, потенциально пригодными для жизни, у звезды, обладающей планетной системой), а другие носят социальный характер (как предполагаемое время жизни цивилизации, способной и желающей искать общения). Широко варьирующиеся оценки величин этих семи параметров приводят к сильно разнящимся представлениям о числе цивилизаций, меняясь от нуля до многих тысяч. Людям свойственно верить, что чем выше будет это число, тем больше средств будет тратиться на организацию упомянутых великих поисков.

Вряд ли можно представить себе разум без жизни, хотя, возможно, это и не является абсолютно немыслимым, если отнестись серьезно к «Черному облаку» (1957). В этом романе, наиболее успешном из нескольких романов, написанных Фрэдом Хойлом в свободное от работы время, межзвездное облако с мозгом, составленным из сложной сети молекул, посещает окрестности Земли. Обнаружив, что наша планета населена некой разумной расой, оно приступает к передаче большого количества фактов о разумной жизни, существующей повсюду во Вселенной. К сожалению, облака – не самый лучший визуальный материал, и идея Хойла не была подхвачена телевизионщиками. Обычно исходили из того, что разумная жизнь без пригодной для этого планеты невозможна, и вероятность присутствия жизни обычно сопровождалась обсуждением вопроса о существовании планетных систем у далеких звезд. Имеется огромное количество протозвезд, сжимающихся внутри облаков, состоящих из газа и пыли, как в Большой туманности Ориона, и некоторые из них окружены вращающимися пылевыми дисками, где в будущем будут рождаться планеты. Планеты вокруг звезд слишком тусклы для их наблюдения напрямую, но в принципе их можно зарегистрировать по очень незначительным колебаниям положения центральной звезды. (Напомним, что неподвижным является центр масс системы, а не сама звезда.) В прошлом неоднократно делались заявления об обнаружении таких колебаний. В 1992 г. такое движение было обнаружено у вращающейся нейтронной звезды. Алекс Вольщан в течение нескольких лет следил за одним необычным пульсаром с помощью гигантской антенны радиотелескопа Аресибо (Пуэрто-Рико) и обнаружил, что интервалы между его пульсациями нерегулярны. Принимая во внимание более раннее (но ошибочное) заявление Эндрю Лайна из радиообсерватории Джодрелл-Бэнк об обнаружении планеты, обращающейся вокруг пульсара, Вольщан, без сомнения, был в большей степени готов предположить такую возможность, чем если бы этого заявления вовсе не прозвучало. Однако вывод, сделанный им из полученных данных, оказался поразителен: нерегулярности пульсаций оказались следствием воздействия двух или даже трех планет, обращающихся вокруг звезды.

По всей видимости, такие планеты, бомбардируемые быстрыми частицами и мощным потоком радиоволн, должны быть абсолютно непригодны для жизни. Однако в 1995 г. Мишель Майор и Дидье Кело (оба из Женевской обсерватории) обнаружили более убедительные свидетельства. Они нашли периодически меняющееся доплеровское смещение света, идущего от звезды 51 Пегаса (звезды, похожей на Солнце), указывающее на обращающуюся вокруг нее планету размером примерно с Юпитер26. Не прошло и нескольких месяцев, как Джеффри Марси и Пол Батлер в Калифорнии открыли планеты, обращающиеся вокруг других звезд, и температура некоторых из них лежала в интервале между точками замерзания и парообразования воды, что по меньшей мере не препятствовало возникновению на них жизни в известной нам форме. Ко времени вручения в 2001 г. награды Национального научного фонда США, Марси и Батлер открыли с помощью своих коллег 38 из 53 известных внесолнечных планет, обращающихся вокруг звезд (в одном из случаев звезда обладала несколькими планетами). Одна часть их работы была сделана на Ликской обсерватории, другая – с помощью телескопов «Кек» на Гавайях, третья – с использованием англо-австралийских обсерваторий, а четвертая – с использованием телескопа «Магеллан» в Чили. К июню 2005 г., когда было сделано серьезное заявление о получении первого изображения планеты, обращающейся вокруг другой звезды, 150 кандидатов претендовали на статус экзопланеты (современный термин)27. Изображение в ближнем инфракрасном диапазоне удалось получить с использованием системы адаптивной оптики, установленной на одном из телескопов VLT, расположенных на вершине горы Серро-Параналь в Чили. Это была звезда GQ Волка, находящаяся на расстоянии всего лишь 400 световых лет от Земли. Окончательного согласия в том, действительно ли красноватый объект, обращающийся вокруг звезды, является планетой или это другая звезда, например из разряда коричневых карликов, еще не достигнуто.

Планеты, похоже, действительно многочисленны, как это уже давно подозревали, исходя из теоретических соображений, но как насчет разумной жизни? Не читает ли уже сейчас одно из разумных черных облаков Хойла пластинки «Пионера», вообще не нуждаясь для этого в какой-либо планете в качестве места проживания? И все же планеты, по всей видимости, являются универсальными sine qua non. Один из подходов к решению этого общего вопроса пришел из теоретических размышлений биологов о жизни, принимая во внимание наиболее подходящие условия на планете: температура, химический состав, гравитация. Некоторые специалисты пытались доказать, что в данном случае рациональное суждение оказывается неприменимым, поскольку (как они утверждали) разумная жизнь появилась на Земле после серии невероятно редких случайных событий, включая соизмеримость временной шкалы этого процесса с временем жизни Солнца. По их утверждениям, невероятно, чтобы присущее нашему случаю стечение обстоятельств повторилось даже в масштабах Галактики. По целому ряду причин в течение последней четверти XX в. картина, похоже, становилась все менее оптимистичной. Сначала можно было часто слышать: одна только наша Галактика может приютить миллионы цивилизаций (конечно, последнее слово следует трактовать весьма широко). К концу столетия это число не только резко снизилось, но многие из прежних оптимистов начали говорить о жизни в других мирах как о чем-то бесконечно более примитивном, чем голливудское представление об инопланетянах; действительно, если она и существует, то скорее всего на скромном уровне микроскопических примесей в семейном плавательном бассейне, начисто лишенных стремления рекламировать свое присутствие во Вселенной.

Против этого выступают представители нового, но малочисленного поколения оптимистов, многие из них родом из России, продолжающие говорить о космических кораблях других цивилизаций, и все это в связи с продуктами разрушения и загрязнением, производимыми космической эпохой. Они полагают, что их небольшие осколки и фрагменты, вынесенные в далеком прошлом в межгалактическое пространство, могли случайным образом выпасть на Луну, поэтому мы должны искать их там (вероятно, за вычетом тех, где изображены звезды и полоски). Другие же живут в надежде зарегистрировать лазерные импульсы, идущие от звезд, – импульсы с какой-либо искусственно добавленной кодограммой, вроде нашей азбуки Морзе. Один из сооснователей компании «Майкрософт» Пол Аллен поддержал сооружение сложной антенной системы из нескольких сотен радиотелескопов в Калифорнии с намерением получить ожидаемые сигналы. Можно видеть некий добрый знак в освобождении государственных агентств от необходимости решать эти крайне сложные вопросы, хотя существует и контрдовод в пользу продолжения государственного финансирования. Уместно будет вспомнить ответ, данный английским королем Георгом III на вопрос французского посланника, почему он столь щедро вознаградил Уильяма Гершеля за совершенные им астрономические открытия. По словам короля, это более предпочтительно, чем тратить деньги на убой солдат. К сожалению, как оказалось, у короля (как и у многих современных правителей) хватило денег и на то и на другое.

Первые космические фотографии планет, оставившие незабываемое эстетическое впечатление, получены в 1974 г. при прохождении «Пионера-10» вблизи Юпитера. Космический аппарат пересек пояс астероидов и успешно передал данные (преобразованные в изображения), даже после столкновений с высокоскоростными частицами в окрестностях Юпитера. Годом позже «Пионер-11» отослал на Землю прекрасные изображения Юпитера, а затем направился к Сатурну и достиг его в августе 1979 г. Благополучно пройдя сквозь кольца, он прислал изображения Сатурна. Обе космические станции «Вояджер», запущенные в августе и сентябре 1977 г., прошли недалеко от Юпитера и Сатурна и прислали очень качественные и красивые изображения спутников Сатурна и его многочисленных колец, щели Кассини а также структур, пересекающих кольца Сатурна наподобие изогнутых спиц. Траектории автоматических межпланетных станций «Вояджер» могли бы стать предметом гордости Ньютона. Они рассчитаны таким образом, чтобы близкое прохождение рядом с первой планетой подтолкнуло зонд в направлении следующей. В случае с «Вояджером-2» подобный гравитационный маневр использовался многократно: после запуска (5 сентября 1977), пролета вблизи Юпитера (июль 1979), Сатурна (август 1981), Урана (январь 1986) и Нептуна (август 1989) станция навсегда покинет Солнечную систему.

Со временем такие запуски стали рассматривать как нечто само собой разумеющееся, а пестрящие выделенные жирным шрифтом заголовки газет превратились в сноски на последней странице, а потом и вовсе сошли на нет. Космический аппарат «Пионер-10» стартовал в то время, когда еще можно было тронуть романтическую струну в душах многих простых людей самим фактом огромного расстояния, с которого он посылал информацию. Отправив на Землю первое замечательное изображение Юпитера с близкого расстояния, полученное 3 декабря 1973 г., он вышел за пределы орбиты Нептуна 13 июня 1983 г. и после этого стал самым удаленным изделием человеческих рук. Уже утратив внимание публики, «Пионер-10» продолжал отсылать ценные данные из внешних областей Солнечной системы, пока его миссию официально не прекратили в марте 1997 г. Последний очень слабый сигнал от него был получен в январе 2003 г. К этому времени он направлялся к звезде Альдебаран в Тельце, свидание с которой состоится у него более чем через два миллиона лет. Предположим, его пластины будут перехвачены и расшифрованы, а обратное сообщение будет отправлено, тогда нам остается только надеяться, что к тому времени, когда придет ответ, на Земле еще сохранится жизнь, и астрономия все еще будет в числе преподаваемых дисциплин.

Случай «Вояджера-2» особенно поучителен для представления, чего мы достигли к 1980‐м гг. благодаря использованию автоматических зондов для исследования планет. Например, когда 24 января 1986 г. он пролетал мимо Урана, в течение одной короткой встречи, длившейся лишь несколько часов, планета, бывшая в течение двухсот лет не более чем бледно светящимся диском, раскрыла себя в качестве центра сложной системы колец (к девяти известным кольцам, обнаруженным в 1977 г., добавились два новых) и спутников (в 1985–1986 гг. к пяти известным спутникам добавилось десять ранее не наблюдавшихся; см. ил. 239). Впервые удалось точно определить период вращения Урана, равно как и положение оси вращения, наклоненной под удивительным углом 98°, и открыть странное магнитное поле, наклоненное под значительным углом (60°) к оси вращения. Это поле, как предполагается, генерируется океаном сверхсжатой воды и аммиака, находящимся между расплавленной корой и атмосферой планеты. Атмосфера, состоящая главным образом из водорода и гелия при низкой температуре (–219°C), пронизывается ветрами со скоростью более 500 километров в час. Не менее поразителен его спутник Миранда: имея 500 километров в поперечнике, он обладает каньонами глубиной в 20 километров, слоистыми уступами и крутыми ледяными скалами высотой 16 километров. Миры, показанные в «Стартреке», выглядят на этом фоне как безобидная провинция.

239

Три из десяти спутников Урана, открытых в 1985–1986 гг. «Вояджером-2». Пять были известны до этого. Приведенное изображение является негативом одного из снимков, полученных в 1986 г., когда космический аппарат находился на расстоянии 7,7 миллиона километров от планеты. Все три спутника находятся за пределами девятого известного кольца, край которого виден в правой верхней части снимка. Вытянутая форма их изображений стала результатом относительно длительной экспозиции.

До 1979 г. наши знания о Сатурне, основанные на телескопических наблюдениях, выглядели очень скудно. Программа «Вояджер» революционизировала ситуацию: разрешение полученных ими изображений планеты и ее спутников сопоставимо с разрешением снимков Луны, сделанных с помощью наземных телескопов. Количество известных спутников превысило двадцать. (Существует известная неопределенность относительно их растущего количества. Некоторые из самых маленьких спутников еще не получили подтверждения, но как только они будут подтверждены, другие, по всей вероятности, тоже будут добавлены к их числу.)28 Богатый урожай новых спутников собран в 1980 г. Оказалось, что самый большой из них, Титан, хорошо известный до этого по наблюдениям с помощью наземных телескопов и превышающий по размерам Луну и Меркурий, обладает собственной атмосферой. В настоящее время о нем обычно говорят как о месте в Солнечной системе, больше всего напоминающем Землю, хотя сходств по большому счету не так уж много, поскольку его температура около –178°C и, по всей видимости, метан на Титане играет ту же роль, что вода на Земле. На Энцеладе, размеры которого составляют 500 километров в поперечнике (то есть меньше одной десятой доли размеров Титана) обнаружены признаки геологической активности.

Последнее открытие дополнено еще одним, объявленным в начале 2006 г.: на спутнике Сатурна Энцеладе есть водоемы с жидкой водой. Это открытие сделано в ходе работы космической миссии «Кассини-Гюйгенс» («Кассини» – космический аппарат со своим отдельным оборудованием, а «Гюйгенс» – зонд с обширным набором своих приборов). Это самый продвинутый, по-настоящему международный проект, в котором участвовали семнадцать государств. «Кассини» был построен для НАСА и управлялся Лабораторией реактивных двигателей, а Европейское космическое агентство создало зонд «Гюйгенс». Многие из приборов «Кассини» сделаны Итальянским космическим агентством. В обработке полученных данных участвовало около трехсот ученых. «Кассини-Гюйгенс» запущен с помощью ракеты-носителя Титан IV-B/Центавр 15 октября 1997 г. Из-за его огромной массы (около шести тонн) он не мог быть запущен прямо к Сатурну, необходим был «гравитационный», или «пертурбационный», маневр, траектория которого показана на ил. 240. Аппарат достиг Сатурна в июле 2004 г. Приблизившись к планете, «Кассини» включил свой главный двигатель, чтобы затормозиться и выйти на орбиту вокруг Сатурна. На следующем этапе зонд «Гюйгенс» отделился от орбитального летательного аппарата «Кассини» и погрузился в атмосферу Титана, оставив «Кассини» на орбите для более подробного изучения системы Сатурна в целом. Для такого подробного изучения были весомые доводы. Сатурн (как и Юпитер, Уран и Нептун) является газовым гигантом, состоящим в основном из водорода и гелия. В связи с этим возникали сложные вопросы, связанные с его огромной магнитосферой и штормовой атмосферой, ветры которой достигают у экватора скорости почти 2000 километров в час. Относительно последствий этих необычных ветров был сделан вывод, что они совместно с тепловой энергией, исходящей из недр планеты, создают желтые и золотые пояса, различимые в атмосфере Сатурна.

240

Траектория гравитационного маневра космического аппарата «Кассини-Гюйгенс». Орбиты Земли и Венеры отмечены буквами e и v соответственно. Мелкие цифры (1, 2, 3, 4, 5) помогают проследить траекторию. Аппарат сделал два оборота вокруг Солнца, пройдя в обоих случаях вблизи Венеры, а на третьем обороте – вблизи Земли. За эти три витка он с помощью планет набрал импульс, достаточный для достижения дальних областей Солнечной системы. В декабре 2000 г. еще один гравитационный маневр возле Юпитера сообщил ему последнюю порцию энергии, необходимую для броска в направлении Сатурна.

Вернемся к спутнику Сатурна Энцеладу и обнаруженной на нем геологической активности: изображения высокого разрешения, полученные «Кассини», демонстрируют изобилие струй и шлейфов водяных частиц, движущихся с высокой скоростью. У других спутников планет Солнечной системы тоже есть океаны жидкой воды, но покрытые многокилометровой ледяной корой, а не в полостях, расположенных под поверхностью, как это видно из поразительных наблюдений Энцелада. В Солнечной системе есть только три места, где происходит нечто подобное, – это, конечно же, Земля, спутник Юпитера Ио и, возможно, спутник Нептуна Тритон. Редкое присутствие жидкой воды, наблюдаемой столь близко от поверхности Энцелада, вызвало много вопросов. Как это возможно, если температура планеты столь низка? Проводились аналогии с гейзером «Старый Служака» в Йеллоустонском национальном парке, хотя подповерхностная температура на Энцеладе должна быть гораздо ниже. Являются ли условия на Энцеладе пригодными для живых организмов? Оказалось возможным по меньшей мере задать этот давний вопрос. По мере того как «Кассини» приближался к Сатурну, удалось обнаружить, что в окрестностях планеты очень много атомов кислорода. Часть из них, как теперь ясно, скорее всего, образовалась из воды, выброшенной Энцеладом и расщепленной на атомы кислорода и водорода.

Многое из обнаруженного миссией «Кассини-Гюйгенс», явилось дополнением к тому, что уже знали о Сатурне по результатам предыдущих космических программ. К 1990 г. уже многое было известно о природе планетных колец, состоящих в основном из частиц льда, некоторые из них не больше пылинки, а другие – размером с гальку. Все они, как выяснилось, обращаются вокруг планеты, образуя диск толщиной порядка 100 метров – удивительно устойчивый, если принять во внимание, что внешнее легко различимое кольцо имеет диаметр более 270 000 километров. Щель Кассини (представляющаяся взгляду, как обнаружил ее первооткрыватель, в виде темной полосы, делящей кольцо на две части) содержит значительно меньше частиц – вполовину меньше, чем ожидалось. Все кольца в целом обнаруживают несколько неожиданных свойств, самое загадочное из них – группа образований, лучше всего обозначаемых как «спицы», природа которых еще недостаточно неясна. Не менее удивительными были полученные в 2006 г. миссией «Кассини» данные о существовании совершенно нового класса крохотных спутников, находящихся в пределах мелких колец Сатурна, а их счет, возможно, ведется на миллионы в пределах одного большого кольца. Ожидается, что их существование поможет, наконец, получить ответ на один давний вопрос: сформировались ли кольца Сатурна в результате распада более крупного тела или это остатки вещества диска, из которого изначально формировались Сатурн и его спутники?

Одним из многих сюрпризов, преподнесенным еще более ранним мониторингом Сатурна, произведенным в 1980 г., было открытие двух небольших спутников, обращающихся по той же орбите, что и Диона. (Диаметр Дионы в два раза больше, чем у Энцелада.) Позже такая же свита обнаружилась и у спутника Сатурна Тефии. Эти «утроенные» орбиты стабильны, и положения спутников великолепно вписываются в теорию, заложенную Жозефом Луи Лагранжем более двухсот лет назад. Спутники находятся в местах, которые сегодня принято называть «точками Лагранжа»; они важны не только с позиции теоретической астрономии, но и по весьма практическим соображениям технологии производства и управления спутниками. Это имеет достаточно важное значение для нас, поэтому поговорим о них отдельно.

Точки Лагранжа (известные также как «точки либрации») – это места, где тело может оставаться неподвижным по отношению к двум другим более массивным телам, обращающимся друг относительно друга под действием сил гравитации, – таким телам, как Солнце и Земля. Если взять данный легко визуализируемый случай, то существует пять точек Лагранжа, в которых спутник может оставаться неподвижным относительно нас. На ил. 241 три из них обозначены буквами L₁, L₂, L₃, каждая соответствующим образом расположена на линии, соединяющей Землю и Солнце. Другие две точки Лагранжа, L₄ и L₅, находятся на той же орбите, что и Земля, но одна из них на 60° впереди, а другая – на 60° сзади. Лагранж показал, что тела в последних двух точках будут находиться в устойчивом равновесии в случае, если центральное тело (в нашемм случае – Солнце) более чем в 24,96 раза массивнее «планеты» (в нашем случае – Земли). Три первые точки Лагранжа не обладают таким качеством стабильности: тела в них могут находиться в равновесии, но при слабом возмущении они не вернутся в исходную точку, как в четвертом и пятом случаях. Именно в этих двух последних точках устойчиво расположились соседи Дионы и Тефии.

Пространное математическое обоснование совсем не очевидных особенностей указанных пяти точек было приведено Лагранжем в 1772 г. в премированном сочинении по теории лунной орбиты и вставлено в знаменитое сочинение о проблеме трех тел. Он разделил премию с Леонардом Эйлером, еще до того открывшим точки L₁, L₂ и L₃, но анализ Лагранжа оказался более полным и привел его к обнаружению точек L₄ и L₅.

Устойчивые точки Лагранжа важны, поскольку вещество будет стремиться собираться в них. Наиболее впечатляющим примером являются устойчивые точки Лагранжа на орбите Юпитера, где в непосредственной близости от каждой находятся сотни астероидов29. Первый из таких астероидов был открыт Максом Вольфом в 1906 г., когда он посредством сравнения фотографий, полученных с интервалом в одну ночь, пытался обнаружить какие-либо изменения в положении светил. Неправильно оценив обстановку, эти астероиды начали называть в честь героев Троянской войны – именами греков в точке L₄ и именами троянцев в точке L₅, – но в настоящий момент они настолько многочисленны, что их называют просто «троянскими астероидами». Спутники Сатурна Елена и Полидевк, находящиеся в точках Лагранжа орбиты спутника Сатурна Дионы, иногда называют «троянскими спутниками», так уж печально сложилась судьба этих греков – брата и сестры.

241

Пять точек Лагранжа по отношению к планетной орбите, а именно – точки, в которых объект может находиться в устойчивом (L ₄ , L ₅ ) или неустойчивом (L ₁ , L ₂ , L ₃ ) равновесии. В данном случае точка S обозначает центральное тело, а точка E ее спутник (планету, если S – это Солнце). Поскольку система Солнце-Земля представляет особый интерес, на рисунке изображена точка M, помечающая Луну. Если не принимать во внимание Луну, то S будет обозначать планету (в данном случае Сатурн), а E – один из спутников, например Диону, у которой, как известно, есть соседи в точках L ₄ и L ₅ . Орбиты изображены окружностями без соблюдения масштаба.

Часто задавался вопрос, имеется ли что-нибудь в устойчивых точках Лагранжа у нашей Луны? В 1846 г. директор Тулузской обсерватории Фредерик Пети заявил о том, что он и несколько его коллег наблюдали второй спутник Земли. Мало кто прислушался тогда к этой идее, но после того как Жюль Верн использовал ее в своем романе «С Земли на Луну», астрономы время от времени стали выступать с заявлениями об обнаружении одного или нескольких подобных неуловимых объектов. В скором времени астрологи добавили новые луны в свой инструментарий. Одним из наиболее экстравагантных лунных охотников был, несомненно, Георг Вальтемат из Гамбурга, заявивший в 1898 г. об открытии не одной, а целой системы мини-лун. Несмотря на то что к его заявлению часто относились с усмешкой, сама идея оказалась не из тех, которые можно легко сбросить со счетов, и в XX в. астрономы несколько раз пытались обнаружить необнаруживаемое. В итоге важные результаты представил польский астроном Казимеж Кордылевский из Краковской обсерватории. Он начал свое исследование в 1951 г., вполне естественно, с телескопических наблюдений. Ему не удавалось ничего найти до 1956 г., когда один коллега подсказал ему, что если там находится не один крупный спутник, а большое количество малых тел, то наблюдения невооруженным глазом в темную безлунную ночь, возможно, будут более результативны, чем с помощью телескопа. Последовав этому совету, Кордылевский обнаружил в октябре 1956 г. то, что искал. Он и его студент увидели в одной из точек Лагранжа тусклое пятно, примерно в четыре раза превышающее размеры Луны. Спустя два года он обнаружил и его близнеца – другое маловыразительное облачко. Кордылевскому не удавалось сфотографировать эти облака вплоть до 1961 г. И даже после получения фотографий его открытие в течение нескольких лет подвергалось сомнению. Летающая обсерватория НАСА в 1967 г. не сумела подтвердить существование этих объектов; но затем, в 1975 г., Орбитальная солнечная обсерватория № 6 (OSO6) и анализатор зодиакального света орбитальной станции «Скайлэб» обнаружили оба облака в местах, более или менее соответствующих точкам L₄ и L₅. Как позже удалось обнаружить, эти скопления частиц регулярно покидают точки Лагранжа, но их устойчивое равновесие означает, что они снова возвращаются на место. В истории астрономии было лишь несколько случаев, когда с таким упорством отыскивались столь эфемерные объекты.

Что касается точек Лагранжа самой Земли, то они наконец-то нашли себе применение с наступлением космической эры. «Общество L5», способствовавшее колонизации космического пространства в подходящих для этого местах, несомненно, имеет благородную историю, но у точек Лагранжа, используемых в качестве стоянок для искусственных спутников, более практически полезная родословная. В 1995 г. точка L₁ стала местом расположения космического аппарата «SOHO» (Solar and Heliospheric Observatory – Солнечная и гелиосферная обсерватория), а в 2001 г. точку L₂ использовали для зонда НАСА «WMAP» (Wilkinson Microwave Anisotropy Prope – Исследователь микроволновой анизотропии им. Уилкинсона). Последний аппарат был преемником новаторского спутника «COBE» (Cosmic Background Explorer – Исследователь космического фонового излучения); и тот и другой предназначались для изучения космического микроволнового фонового излучения, картографирования темной материи и темной энергии во Вселенной (подробнее об этом в следующей главе).

Неустойчивые точки Лагранжа, как может показаться, не самый удачный выбор для космического аппарата, однако они обладают тем преимуществом, что к ним легко приблизиться, а затем так же легко их покинуть. Космический аппарат «Генезис», который, к сожалению, разбился при возвращении (после сбора образцов солнечного ветра) в пустыне штата Юта, использовал точку L₁ в начале миссии и точку L₂ при ее окончании. Использование этих точек приносит многие выгоды с точки зрения экономии топлива при совершении в последующем полетов за их пределами, и выдвигались предложения создания пилотируемой станции в лунной точке L₁.

В сентябре 2006 г. НАСА объявило о своих планах поступить еще лучшим образом и основать к 2020 г. базу на самой Луне и, таким образом, «расширить зону обитания людей в Солнечной системе и за ее пределами»30.

К концу XX в. количество запусков межпланетных зондов, осуществленных всеми государствами, равнялось примерно 160, это число включало около 30 неудач того или иного рода. С точки зрения количества запусков и вложенных средств Соединенные Штаты явно превосходили Советский Союз (впоследствии Россию) с соотношением три к двум. Еще до окончания тысячелетия Япония запустила четыре космических аппарата своими усилиями и один в кооперации; а Европа – два своими и пять совместно, причем партнером как у Европы, так и у Японии были Соединенные Штаты. В новом тысячелетии в силу бюджетных соображений одну или две научные программы отменили, а их ресурсы использовали для финансирования популярных у избирателей пилотируемых космических полетов. Финансирующие учреждения отдавали предпочтение совместным международным проектам; начинает приносить свои плоды и повышение эффективности сбора данных. Хотя не все наиболее зрелищные результаты получены в ходе программ, которые можно было бы назвать «большим сериалом», примерное представление об огромных масштабах инвестиций в эти миссии может быть составлено из одного лишь их перечисления: советская программа «Венера» насчитывает общим счетом шестнадцать полетов к Венере, в то время как Соединенные Штаты запустили девять солнечных зондов «Пионер», семнадцать лунных кораблей «Аполлон» и десять аппаратов «Маринер» к Венере и Марсу. Эти многочисленные примеры с хорошо знакомыми названиями насчитывают менее трети всех полетов. Количество искусственных спутников и зондов, участвующих в астрономических предприятиях, очень велико, и то, что начиналось как сенсация, превратилось в событие, редко ныне попадаемое даже на внутренние полосы большей части мировой прессы, за исключением случаев аварий, способных принимать разнообразные формы. Например, космический аппарат НАСА для исследования планет «Галилео», запущенный в октябре 1989 г., во время своего первого пролета около Земли (декабрь 1990) стоил примерно полтора миллиарда долларов, и, несмотря на это, его основная радиоантенна заклинила из‐за кусочка эпоксидной смолы размером всего лишь в один-два миллиметра.

242

Советская автоматическая межпланетная станция «Марс-3» с прикрепленным к нему спускаемым аппаратом. Конструкция АМС «Марс-2» была идентична. Запущенный тяжелой ракетой-носителем, этот спускаемый аппарат стал первым человеческим артефактом, достигшим планеты. Посадочный блок «Марса-2» разбился (27 ноября 1971), а спускаемый аппарат «Марса-3» вел трансляцию лишь в течение 20 секунд (2 декабря 1971). И тот и другой имели соединенные кабелем самоходные аппараты. В планы входило получение изображения марсианской поверхности и облаков, определение температуры, изучение топографии местности, физических свойств поверхности и атмосферы, а также мониторинг солнечного ветра, межпланетного и марсианского магнитных полей.

Мы видели, как часто конкуренция между сверхдержавами в ранний период космической эры способствовала развитию астрономии – советские «спутники», посадки на Луне, разбившаяся «Венера-4», осторожный «Маринер-5», более успешная «Венера-7». Еще один пример советского превосходства продемонстрирован в 1971 г., когда «Марс-3» (ил. 242) совершил первую удачную посадку на Марс. В течение 20 секунд он передавал видеоизображение на свой орбитальный модуль, после чего телевизионную картинку ретранслировали на Землю. Запущенный до этого «Марс-2» разбился при столкновении с планетой. Оба спускаемых аппарата были оснащены самоходными устройствами, но их так и не удалось использовать. Межпланетная станция «Магеллан» (США), работавшая с 1989 по 1994 г., сумела картографировать почти всю поверхность Венеры с помощью радара, после чего получила команду войти в атмосферу планеты и мужественно пожертвовала собой во имя астрономии. Другой возможный сценарий развития событий – выход на околосолнечную орбиту, но тема: хуже этот сценарий или лучше, чем гибель, не стала предметом шумных дискуссий. Иначе сложилась судьба «Маринера-5», «Маринеров-2, -4, -7 и -10», а также «Веги-2» – они являются примерами другого нередкого удела космических аппаратов, зондов и всего космического мусора в целом, сумевших избежать неконтролируемого столкновения с планетами. Чем дальше становились достигаемые цели, тем сильнее человечество стремилось выйти за пределы Солнечной системы. Например, станции «Пионер-10», запущенной Соединенными Штатами в 1972 г., прошедшей впоследствии рядом с Юпитером (1 декабря 1973), было суждено после пересечения орбиты Плутона (13 июня 1983) покинуть Солнечную систему.

Вряд ли стоит удивляться тому, что наша ближайшая весьма внушительная по размерам соседка Луна вышла в явные лидеры в качестве цели со своими более чем шестьюдесятью запусками. На втором месте расположился Марс, всего лишь с половиной от указанного числа полетов, а следующей стала Венера с более чем двадцатью экспедициями автоматических станций. «Маринер-10» (1974–1975) совершил, по сути, первый двухпланетный перелет, посетив Меркурий и Венеру и отослав на Землю 10 000 изображений. Юпитер и Сатурн тоже не остались без внимания, но будучи объектами, находящимися в более удаленных частях Солнечной системы, в полной мере дождались своей очереди в новом тысячелетии. Космическая индустрия успешно обслуживала и астрономию. «Джотто», «Улисс», «Галилео», «Фобос» и другие космические аппараты служили напоминанием об ограниченности возможностей телескопов в изучении планет. До появления автоматических межпланетных станций большинство профессиональных астрономов были готовы передать изучение внешнего вида планет в руки любителей. Когда, наконец, удалось получить фотографии поверхностей планет, и некоторые в таком прекрасном качестве, что их можно легко перепутать с фотографиями земной поверхности, – ранее считавшийся устаревшим раздел астрономии неожиданно вновь оказался в центре всеобщего внимания. Из невероятно удаленных областей Солнечной системы, даже с астероидов, удалось доставить образцы грунта, и между геофизикой и традиционной астрономией на взаимовыгодной основе возникло более тесное сотрудничество. Появились новые дисциплины, а вслед за этим последовало изобилие новых теорий, касавшихся мантий и литосфер планет, их атмосферных, магнитных, геологических, сейсмических и других свойств, а также их вероятной эволюции. Таким образом, в распоряжении планетной астрономии оказались многие недостающие звенья.

Финансирование такой затратной науки с отнюдь не очевидной материальной отдачей требует значительной поддержки общественности и, прежде всего, хороших картинок. Изображения, не требующие воспроизведения с использованием технологии сканирования, могут быть размещены в широком доступе; поэтому они гораздо более привлекательны, чем сложные изображения. «Викинг-1» (1975–1982) и «Викинг-2» (1975–1980) были сконструированы после космического аппарата «Маринер», и каждый из них состоял из орбитальной станции и посадочного модуля. Оба передавали подробные цветные панорамные виды марсианской поверхности – всего 52 000 изображений. Кроме того, оба «Викинга» производили мониторинг марсианской погоды. К концу тысячелетия изображения поступали на Землю не только со стационарных посадочных модулей, но и с самоходных аппаратов. Аппарат «Марс-Патфайндер» (США) прибыл на Марс 4 июля 1997 г.; шестнадцать раз отскочив от поверхности, он, прежде чем окончательно остановиться, преодолел расстояние почти в километр. В итоге он прислал 16 000 изображений, полученных им самостоятельно, а выпущенный им шестиколесный марсоход «Соджорнер» добавил еще 550. Это вторая программа НАСА из так называемой «малозатратной» исследовательской серии (это, скорее, политическая, чем научная фигура речи).

Конечно же, оптический диапазон не удовлетворял всех запросов астрономов, что можно понять даже при беглом взгляде на ил. 237 на с. 927. Все небо было обследовано в инфракрасном диапазоне с помощью различных средств. Например, в середине 1970‐х гг. для этой цели запустили несколько американских ракет, совершивших непродолжительный полет, но не для того чтобы вывести на орбиту какие-либо приборы. Первый почти полный обзор неба был произведен спутником «IRAS» (Infrared Astronomical Satellite – Инфракрасный астрономический спутник), запущенным в 1983 г. в ходе совместного проекта Соединенных Штатов, Великобритании и Нидерландов. Спутник нес на борту 57-сантиметровый телескоп, охлаждаемый жидким гелием до температуры ниже 3 K, чтобы снизить собственное излучение телескопа до ничтожной доли от общего объема. «IRAS» совершил множество важных открытий, включая галактические облака, излучающие в инфракрасном диапазоне, газопылевое облако вокруг звезды β Живописца, напоминающее по внешнему виду планетную систему в процессе формирования, и шесть неизвестных до этого комет. (То, что возле звезды β Живописца действительно наблюдается рождение планетной системы, было оспорено через два года после сообщения об открытии, но дискуссия так ничем и не завершилась31.)

Наблюдения за пределами другого конца видимого спектра, то есть в ультрафиолете, необходимы для изучения очень горячих источников – скажем, для тех, что горячее солнечной фотосферы. В их число входят солнечная хромосфера и межзвездный газ, разогретый близлежащими горячими звездами. Кроме того, туда входят очень массивные звезды, иногда превышающие Солнце по массе более чем в сто раз. Этот класс объектов вошел в астрономию только в 1981 г. К этому времени в число спутников, предназначенных для наблюдения неба в ультрафиолете, входила Орбитальная астрономическая обсерватория (ОАО-2), запущенная в 1968 г. с одиннадцатью телескопами на борту, семь из которых были изготовлены в Висконсинском университете, а четыре – в Смитсоновской астрофизической обсерватории. Их работу продолжила «ОАО-3», запущенная в 1972 г. и названная в честь Коперника, родившегося в 1473 г., за полтысячелетия до этого.

К концу 1970‐х гг. астрономические проекты приобретают все более международный характер. Вплоть до конца 1991 г., об этом нельзя забывать, никто и подумать не мог, что Советский Союз безвозвратно исчезнет. Если бы астрономы правили миром, то, возможно, железному занавесу никогда бы и не уделялось столь первостепенного значения. Неформально сотрудничество между Востоком и Западом имело место задолго до его падения. Хрестоматийным примером потенциального примирения был план по изучению кометы Галлея из космоса в 1985 г., который включал в себя полеты станции «Джотто» Европейского космического агентства, станций «Сакигакэ» и «Суисей», направленных Институтом космонавтики и аэронавтики Японии, и советских станций «Вега-1» и «Вега-2», не говоря уже о содействии Австрии, Франции, Болгарии, Чехословакии, Восточной и Западной Германии, Венгрии, Италии и Соединенных Штатов. Это не было просто номинальным сотрудничеством. Например, наблюдения с космического аппарата «Вега» использовали для навигации «Джотто» при прохождении в непосредственной близости от кометного ядра; а в благодарность за это, наземные наблюдения кометы Галлея, координируемые Международной вахтой кометы Галлея, использовались для навигации космического аппарата «Вега».

Выдающимся ранним примером сотрудничества с западной стороны занавеса был международный спутник для исследований в ультрафиолетовых лучах («IUE» – International Ultraviolet Explorer), запущенный в 1978 г. Этот в высшей степени успешный спутник с 45-сантиметровым телескопом-рефлектором мог наблюдать звезды до 16‐й звездной величины. Всегда доступный для наблюдений из Центра космических полетов им. Годдарда под городом Вашингтоном или на станции ЕКА под Мадридом, он поочередно управлялся тем или другим центром. Первые ультрафиолетовые телескопы выявили чрезвычайно высокий процент потери массы очень массивными звездами – порядка одной солнечной массы за миллион лет для звезд в тридцать солнечных масс. Благодаря «IUE» стало возможно более тщательное изучение указанной проблемы потери массы, что радикальным образом изменило общепринятую в то время теорию звездной эволюции в отношении звезд верхней части диаграммы ГР. Безусловно, звезды с необычайно высокой светимостью, порой превышающей солнечную в миллион раз, не могли быть до этого учтены в рамках модели, предсказывавшей потерю стабильности у звезд с массой более 60 солнечных масс. В 1980‐х гг. потеря массы была расценена как решение указанной проблемы нестабильности. Кроме того, она рассматривалась как возможная подсказка в понимании природы звезд Вольфа-Райе, положение которых на диаграмме ГР не вполне очевидно. (Как уже указывалось, эти звезды впервые описаны в 1867 г. Они обладают пекулярными спектрами с интенсивными, широкими эмиссионными линиями, являются чрезвычайно горячими и яркими и сбрасывают газовые оболочки, разлетающиеся с высокими скоростями.)

На протяжении десятилетий, начало которым было положено в 1970‐х гг., ни одна другая отрасль астрономии не извлекла таких выгод из оборудования, установленного на борту ракет и спутников, как астрофизика высоких энергий. Эти исследования предусматривают использование излучения на очень коротких волнах – рентгеновских и гамма-лучей с длинами волн, примерно обозначенными на ил. 237 выше на с. 927. Название «астрофизика высоких энергий» возникло в силу того факта, что фотоны, порции излучения, на этих длинах волн обладают гораздо большей энергией, чем фотоны видимого света.

Как известно, Солнце является источником рентгеновского излучения. В 1962 г. в созвездии Скорпион обнаружили самый мощный источник рентгеновских лучей на нашем небе, Скорпион X-1. Это одно из тех открытий, что совершаются на отшибе профессиональной астрономии. Бруно Росси, профессор физики в Массачусетском технологическом институте (МТИ), являлся также главой компании (Американская научно-техническая корпорация), основанной бывшим студентом Мартином Аннисом. Компания наняла итальянского физика, специалиста по космическим лучам, чтобы начать программу космических исследований, и он, совместно с другим физиком из МТИ, Джорджем Кларком, занимался конструированием приборов для рентгеновских наблюдений Солнца, Луны и некоторых звезд, например, сверхновых. НАСА отклонило одну из их заявок, но военно-воздушные силы поддержали попытку изучать рентгеновскую флуоресценцию, излучаемую Луной, и в ходе этого исследования выяснилось, что фоновое рентгеновское излучение неба полностью искажает всякую лунную флуоресценцию, которая могла бы иметь место. Удалось обнаружить рентгеновские источники, но удивительным оказалось не столько их существование, сколько интенсивность. На деле, команда исследователей уже знала о более ранних неопубликованных работах, где высказывались осторожные предположения об обнаружении источников рентгеновского излучения. Их подготовили Герберт Фридман и Джеймс Куппериан-младший в 1957 г., но не опубликовали, поскольку результаты наблюдений не удалось подтвердить в ходе последующих полетов.

Никто не ожидал, что отдельные звезды в Галактике, являющиеся источником рентгеновского излучения, могут высвобождать такое громадное количество энергии. Некоторые из них излучают в 100 000 раз больше энергии, чем наше Солнце. 12 декабря 1970 г. другой американский спутник, на сей раз специально предназначенный для изучения звездных рентгеновских источников, был запущен из Кении. (В честь празднования независимости этой страны его назвали «Ухуру», что означает «свобода» на языке суахили.) Это событие открыло эпоху картографирования положений наиболее мощных источников рентгеновского излучения. Исходной целью «Ухуру» было открытие рентгеновских источников за пределами нашей Галактики, но количество обнаруженных скоплений галактик и квазаров оказалось значительно ниже ожидаемого, и наибольшего успеха ему удалось добиться в пределах нашей Галактики. Среди 339 источников, идентифицированных с помощью спутника «Ухуру», открыт наиболее яркий во всей Галактике, а именно – Лебедь X-1. Этот источник совпадает с оптически видимым голубым гигантом, массой в 20 солнечных масс, и его невидимым компаньоном, масса которого была впоследствии оценена в 8,5 солнечной массы (специалисты утверждают, что это черная дыра, поскольку ее масса превышает теоретический предел для нейтронной звезды).

Другой спутник, созданный с той же целью, «HEAO-2» (преемник «HEAO‐1»), был запущен в 1978 г. и в итоге переименован в «Эйнштейн» в честь столетия со дня рождения Альберта Эйнштейна (1879). В предшествующий период американские и европейские спутники не могли получать прямых изображений и обладали точностью не более одного градуса. «HEAO-2» нес на борту широкий набор приборов, способных получать непосредственные изображения, и мог локализовать источники рентгеновского излучения с точностью до 2 секунд дуги, а это почти всегда позволяло идентифицировать их с оптическими источниками. Еще одна орбитальная обсерватория астрономии высоких энергий, запущенная примерно в то же время, что и «HEAO-2», – японский спутник для исследования рентгеновского излучения «Хакутё» (лебедь), запущенный в 1979 г., к которому через четыре года присоединился спутник «Тенма» (пегас).

Получив столь энергичное начало, спутниковая эра продолжалась, хотя и ей приходилось считаться с экономическим спадом. Однако мы достигли этапа, когда простое перечисление многочисленных спутников, используемых астрономами, стало столь же бессмысленным занятием, как и создание списка телескопов, скажем, во времена Гершеля. Каждый спутник играет свою роль в создании существенно нового ви́дения различных космических объектов и их места в модели космоса. Вскоре стало широко признано, что источники рентгеновского излучения соответствуют системам, включающим очень компактные звезды того или иного типа (белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры) с высокой гравитационной энергией, которая может порождать излучение высоких энергий, главным образом рентгеновское излучение и гамма-лучи. Как и в случае с телескопами, технологические возможности в оснащении спутников таят в себе огромный потенциал, и поэтому легко забыть о том, что это не самоцель, а задача состоит в получении и интерпретации данных. Бо́льшая часть последовавших дискуссий по вопросу о существовании черных дыр сосредоточилась на данных, полученных от мощного источника Лебедь X-1. В данном случае (как и во многих других) удалось обнаружить, что здесь присутствует двойная система; компактный компонент, судя по всему, перетягивает на себя вещество своего соседа – нормальной звезды. Это, как выяснилось, может происходить самыми разными способами, в зависимости от размеров и пространственной близости компонентов.

Источники рентгеновского излучения, как стало известно, варьируются по мощности, часто являются периодическими, но иногда порождают неожиданно мощные вспышки, длящиеся всего лишь несколько часов или дней. Удалось зарегистрировать периодические вспышки, длившиеся по нескольку секунд. Было обнаружено, что в некоторых из этих случаев, названных «барстерами», речь идет о двойных системах, но периодическое затмевание, ранее предлагавшееся в качестве объяснения колебаний интенсивности блеска, уже недостаточно для объяснения более сложных схем рентгеновской пульсации. Удалось отыскать относительно простые варианты объяснений, построенные на эффектах, связанных с быстрым вращением одиночной звезды с окружающим ее асимметричным диском или существованием потоков выбрасываемого вещества; но в других случаях пульсация оказалась слишком быстрой. Высокая концентрация рентгеновских барстеров (звезд, демонстрирующих неожиданные мощные вспышки, длящиеся обычно в течение нескольких дней, но без всякой периодической зависимости) была обнаружена в галактической плоскости. На раннем этапе спутниковых исследований удалось обнаружить, что шаровые скопления также являются мощными источниками рентгеновского излучения.

Гамма-излучение, как и рентгеновское излучение, легче всего наблюдать из космоса, поскольку бо́льшая его часть поглощается нашей атмосферой. Однако, как уже в 1948 г. показал английский физик Патрик М. С. Блэкетт, очень высокие энергии (более нескольких десятков миллиардов электронвольт) можно зарегистрировать и с поверхности Земли. Он понимал, что при входе в атмосферу такое излучение должно создавать каскады частиц, производящие в свою очередь вспышки голубого цвета, а именно – излучение Черенкова. Этот голубой свет (по всей видимости, лучше всего известный сегодня по изображениям топливных элементов с водяным охлаждением в ядерных реакторах) был назван по имени советского физика Павла Черенкова, который открыл его в 1930‐х гг. Он испускается, когда заряженная частица или излучение высокой энергии проходит через прозрачную среду быстрее, чем фазовая скорость света в среде, и его уподобляют звуковому хлопку, производимому самолетом, преодолевающим звуковой барьер. Таким образом, появившийся свет дает представление о скорости и направлении вызвавших его высокоэнергетичных частиц, или излучения. При воздействии гамма-лучей он очень слабый и непродолжительный и длится лишь несколько наносекунд. Космические лучи дают аналогичный эффект гораздо большей интенсивности, но в возникающих вспышках черенковского излучения существует два типа отличий, порождаемых тем, что от гамма-лучей на поверхности Земли образуется эллиптическое пятно размером примерно с футбольное поле. В XXI в. это «пятно» фиксируется с помощью установок, состоящих из телескопических зеркал и фотоумножителей. Изучение гамма-источников, например остатков сверхновых, началось с использования построенного в 2003 г. в Намибии черенковского телескопа H. E. S. S. – установки, названной в честь Виктора Франца Гесса, лауреата Нобелевской премии, полученной им за открытие космических лучей, о чем уже говорилось ранее. Эта установка построена при участии восьми европейских и африканских стран, прежде всего Германии и Франции.

После того как Блэкетт постулировал существование черенковского излучения, первая успешная наземная регистрация вторичных частиц ливня была осуществлена в 1953 г. двумя физиками Британского научно-исследовательского института атомной энергии в Харуэлле. Двое специалистов, У. Гэлбрейт и Дж. В. Джелли, использовали детектор, сделанный из зеркала еще одного списанного армейского прожектора, домашнего мусоросборника из гальванизированного железа и фотоэлектронного умножителя. Более значительная новаторская работа последовала в 1970‐х гг.: в Соединенных Штатах, на Канарских островах и в Австралии под руководством Теда Тервера из Даремского университета, и в Астрономической обсерватории им. Уиппла, в Аризоне, под руководством Тревора Уикса. Первым, кто предложил исключительно важный способ проведения различия между характеристиками черенковского излучения, возникающего от гамма-лучей и пестрого собрания различных частиц космических лучей, стал член группы Уикса Майкл Хиллас.

Первая регистрация высокоэнергетичных космических гамма-лучей осуществлена в 1961 г. спутником «Эксплорер-XI», а спустя некоторое время удалось зарегистрировать и гамма-барстеры, хотя это случилось лишь в 1967 г. Их распределение, как выяснилось, не соответствует распределению рентгеновских барстеров. Сначала казалось, что они расположены близко, поток излучения от них слабый и, вероятнее всего, речь идет об одиночных нейтронных звездах. Первый такой объект обнаружил американский военный спутник («Vela»), предназначенный для обнаружения относительно слабых советских атомных взрывов. Некоторые из найденных гамма-барстеров отождествлялись с оптически наблюдаемыми объектами. Одно из замечательных событий, зарегистрированное 5 марта 1979 г. по крайней мере девятью спутниками, состояло из очень короткого импульса, с последовавшей за ним серией из примерно двух дюжин импульсов с 8-секундным интервалом. Состоялось много дискуссий по поводу возможного механизма этой вспышки, источником которой, по всей вероятности, была нейтронная звезда, но особенно интересным сделало этот инцидент то, что источник, судя по всему, совпадал с остатком сверхновой в Большом Магеллановом Облаке, то есть он находился за пределами нашей Галактики.

Усилиями пяти научно-исследовательских институтов – Европейского космического агентства, Франции, Нидерландов, Италии и Германии – был создан спутник с детектором гамма-лучей, который, как показала практика, функционировал в течение необычайно длительного периода (с 1975 по 1982). С помощью этого спутника, названного «Cos-B», удалось составить обширную карту источников, многие из которых оказались удивительно мощными. Почти все из двух дюжин самых мощных источников расположены либо непосредственно в плоскости галактического диска, либо очень близко к нему. Указанный факт в течение нескольких лет задавал стандарт астрономических рассуждений на эту тему, пока НАСА в 1991 г. не был запущен на орбиту крупный спутник весом 17 тонн, что в шестьдесят раз превышало массу «Cos-B». Цель этого космического аппарата, названного сначала «GRO» (Gamma Ray Observatory – Гамма-обсерватория), а затем переименованного в гамма-обсерваторию «Комптон» в честь физика-первопроходца Артура Холли Комптона, заключалась в том, чтобы придать гамма-астрономии статус, полученный двумя десятилетиями ранее рентгеновской астрономией. В число ее объектов наблюдения входили сверхновые звезды других галактик, пульсары, активные ядра галактик, а также гамма-барстеры. Последние, как предполагалось, будут концентрироваться в плоскости галактического диска – там, где обнаруживались нейтронные звезды; но выяснилось, что это не так. Они наблюдались по всему небу. Источники гамма-излучения в который раз серьезно поколебали астрономические представления.

Массивная «GRO» (одни лишь ее инструменты весили шесть тонн) стала второй из серии больших обсерваторий НАСА, ей предшествовал космический телескоп «Хаббл», а следом за ней были введены в эксплуатацию рентгеновская обсерватория «Чандра» и космический телескоп «Спитцер». (Лайман Спитцер являлся ключевой фигурой в разработке и изготовлении космического телескопа «Хаббл», лоббируя его как в Конгрессе, так и перед широким научным сообществом.) В 1993 г. «GRO» составила первую карту источников гамма-излучения всего неба и выявила среди обнаруженных источников необычайно большое количество активных галактических ядер (АГЯ). (АГЯ – обозначение очень небольшой области в центре галактики с колоссальным выделением энергии в виде излучения или выбросов высокоскоростных частиц. Эта энергия могла превышать энергию всей остальной галактики. Как широко признано в настоящее время, АГЯ – это сверхмассивные черные дыры в центре галактик, и наблюдаемая энергия вырабатывается в процессе аккреции на них вещества, а также его разогрева в непосредственной близости от них в результате высокоскоростных столкновений.)

Как мы уже видели, термин «пульсар» использовался для обозначения пульсирующих звезд самых разных типов, среди которых нейтронные звезды, обладающие высокой скоростью вращения, предоставляли наилучший вариант объяснения их поведения. Сложность порождаемых ими физических проблем стала еще более наглядной, когда в Большом Магеллановом Облаке обнаружили пульсар с периодом вращения менее одной десятой доли секунды. Его следовало рассматривать как самый необычный из всех источников рентгеновского излучения, обнаруженных с помощью спутников, поскольку он излучал столько, сколько все известные рентгеновские источники в нашей Галактике, вместе взятые. Как же он называется? Если в Солнечной системе многие каменные глыбы скромных размеров носят человеческие имена, то этот объект получил наименование AO 538-66, и он, похоже, поразил воображение астрономов. Судя по всему, это обычная звезда массой примерно двенадцать солнечных масс в паре с черной дырой (необходимой для объяснения энергии этого объекта) или нейтронной звездой (необходимой для объяснения его пульсации). По всей вероятности, в конечном счете решение в пользу выбора одной из этих альтернатив – черной дыры или нейтронной звезды – будет основываться на определении массы этого объекта. Если она больше, чем примерно три солнечные массы, то теория склонна делать выбор в пользу черной дыры. В течение первых двух десятилетий рентгеновской астрономии удалось выявить лишь горстку кандидатов, пригодных для проведения такого различия, и каждый случай был предметом острых разногласий. Однако теория черных дыр может найти применение в гораздо большем масштабе, а именно она может быть применена к ядрам галактик, масса которых достигает порядка миллиарда звездных масс, а сама черная дыра способна ежегодно поглощать количество вещества (газа), эквивалентное нескольким солнечным массам.

Вскоре рентгеновская астрономия предоставила возможность более полного понимания эволюции звезд, и случилось это в ходе исследования сверхновых. Как мы уже видели, сначала выражение stella nova предназначалось для звезд, демонстрирующих неожиданное возрастание блеска, и новая звезда 1054 г., замеченная в Китае, а также звезды 1572 и 1604 гг., получившие известность благодаря Тихо Браге и Иоганну Кеплеру, согласно современной классификации носят название сверхновых. Было обнаружено, что в основе увеличения их светимости лежат два совершенно разных механизма. В случае новой в стремительную вспышку вовлекаются, по всей видимости, только внешние слои звезды, теряется относительно небольшая доля массы звезды и в каждом случае часть этой массы исходит от соседней очень близко расположенной звезды. Если руководствоваться идеей, выдвинутой Робертом Крафтом в 1964 г., все новые звезды без исключения входят в состав тесных двойных систем (например, белого карлика и холодного компонента). Изменение абсолютной звездной величины (а значит, и видимой звездной величины) достигает порядка десяти или менее единиц.

В противоположность этому, сверхновая представляет собой взрыв гораздо большего масштаба, в который вовлекается бо́льшая часть массы звезды. Невозможно провести различие между двумя разновидностями этого феномена, не имея данных о, прежде всего, исходной и конечной светимости, а это требовало знания расстояний. Поворотная точка в понимании ситуации наступила с наблюдением новых (по поздней классификации) в Туманности Андромеды, М31, и, в частности, звезды, обозначенной позже как S Андромеды. Ее впервые увидел К. Э. А. Хартвиг 20 августа 1885 г. из Дерптской обсерватории (если не принимать в расчет Л. Гюлли из Руана, который увидел ее тремя днями раньше, но посчитал, что это некий дефект телескопа), затем она увеличила свой блеск с девятой до седьмой (видимой) звездной величины, а потом быстро угасла. После 7 февраля она исчезла из виду, но еще до этого ее спектр исследовали по меньшей мере пять астрономов. В том числе Хёггинс, обнаруживший яркие эмиссионные линии и яркие полосы Коупленда. Это были первые шаги к пониманию удивительных явлений, случившихся в 1054, 1572 и 1604 гг.

В 1895 г. аналогичную «новую» обнаружила Вильямина Флеминг из Обсерватории Гарвардского колледжа в на тот момент еще не разрешенной на звезды туманности (NGC 5253) в созвездии Кентавр. Позже она получила наименование Z Кентавра. Флеминг нашла ее по пекулярному спектру, отнесенному Энни Кэннон к спектральному классу R. Спектр этой звезды, как считала Флеминг, напоминает спектр S Андромеды (решение, перепроверенное спустя долгое время Сесилией Пейн-Гапошкиной, которая в 1936 г. поняла, что спектральные линии были необычайно яркими и широкими).

В то время новые звезды весьма неопределенно классифицировались по схеме, разработанной Пикерингом для переменных звезд в целом (предложена в 1880 г. и переработана в 1911 г.). В рамках этой схемы отмечались лишь «нормальные новые» и «новые в туманностях». Кроме того, классификация переменных Пикеринга (ее описание дано в главе 16) включала звезды типа U Близнецов, сегодня обычно называемые «карликовыми новыми». Их вспышки случаются, как правило, с интервалом в несколько месяцев. Звезду в Близнецах открыл Дж. Р. Хайнд в 1855–1856 гг. Следующую находку удалось сделать лишь через сорок лет мисс Л. Д. Уэллс из Обсерватории Гарвардского колледжа (SS Лебедя). К 1922 г. У. С. Адамс и А. Х. Джой установили сходство спектров этой все еще очень немногочисленной группы со спектрами новых звезд.

Другие новые в спиральных туманностях удалось обнаружить в 1909 г. (Макс Вольф) и в 1917 г. (Дж. У. Ричи). Последняя побудила астрономов более тщательно изучить фотографии, полученные с помощью телескопов обсерватории Маунт-Вилсон. В результате нашли еще множество звезд той же категории. Последний шаг на пути к признанию их огромной яркости был сделан одновременно с осознанием того, что спиральные туманности действительно являются очень далекими «островными вселенными». Только тогда, в середине 1920‐х гг., в новых звездах стали видеть источник мощной энергии. Однако данных еще очень не хватало (к 1937 г. удалось исследовать спектры только пяти звезд). Когда на одной из старых пластинок удалось идентифицировать одну из типичных звезд этого класса, оказалось, что она увеличила свой блеск по меньшей мере на пятнадцать звездных величин. В ходе неожиданного взрыва высвободилось больше энергии, чем наше Солнце излучило за все время своей жизни, то есть за четыре или пять миллиардов лет. В 1925 г. Лундмарк провел различие между новыми «высшего класса» и «низшего класса», а в 1934 г. Бааде и Цвикки заменили первое название на «сверхновые» – чрезвычайно яркие новые в удаленных галактиках. Об их удивительном характере свидетельствовали расстояния до этих галактик (туманностей), определенные Хабблом, которые измерялись миллионами световых лет; это в тысячу раз больше, чем расстояния до новых в Млечном Пути; следовательно, они излучали в миллион раз больше энергии. В 1938 г. Бааде показал, что в данном случае мы имеем дело не просто с сильно различающимися светимостями, а с абсолютно другим классом объектов.

Изучение новых и сверхновых не продвинулось бы далеко без фотографии, поскольку до вспышки эти звезды почти всегда бывают малоприметными. Впоследствии, с помощью старых пластинок, удалось восстановить почти все графики изменения их блеска. Типовая кривая блеска демонстрирует стремительный рост, за которым следует медленное угасание, и требуется элемент везения, чтобы поймать звезду в момент роста светимости. Первую фотографию спектра новой во время роста до максимального значения удалось получить для новой в созвездии Персей в 1901 г. Этот спектр, в значительной степени спектр поглощения, чуть было не убедил гарвардских астрономов в том, что они при наведении выбрали не ту звезду. Спектр новой звезды до вспышки не удавалось найти вплоть до 1918 г. (новая в созвездии Орел). Обнаруженная пластинка датировалась 1899 г.

Для объяснения новых предпринимались многочисленные попытки. Например, у Исаака Ньютона была теория столкновения, Лаплас полагал, что это результат воспламенения поверхности, В. Клинкерфус приводил аргументы в пользу приливных выбросов во время близкого прохождения рядом с другой звездой, Зелигер рассматривал вариант столкновения звезды с пылевым облаком, а согласно Локьеру, это столкновение метеоритов в двух пересекающихся потоках. Последнюю теорию можно было хотя бы исключить, поскольку фотографии показывали наличие звезд в местах последующих вспышек. Обнаружение в 1918 г. новой в созвездии Орел принесло большой объем новой информации. Изучив ее спектр, У. С. Адамс и Дж. Эвершед пришли к выводу: звезда с большой скоростью сбрасывает газовую оболочку, и некоторые из особенностей спектра возникают в результате того, что мы наблюдаем наложенные друг на друга спектры близкой и дальней частей оболочки с противоположными доплеровскими смещениями.

Вообще говоря, это хорошо вписывается в общую картину механизма новых, сложившуюся позднее в том же столетии, со сложным взаимодействием между относительно холодной звездой и близко расположенным к ней белым карликом. Вокруг белого карлика из вещества холодной звезды формируется аккреционный диск. В случае обычной новой он накапливается вокруг карлика и запускает определенные высокоэнергетические ядерные реакции, которые взрывают верхние слои звезды. В случае карликовой новой вещество, скорее всего, истекает на сверхзвуковых скоростях из карликовой звезды не в точности на вторую звезду, а на окружающий ее аккреционный диск. Затем диск разогревается в том месте, где на него падает вещество, что может повторяться несколько раз с высвобождением гораздо меньшей энергии, чем в «обычном» случае. В обоих случаях решающую роль играет аккреционный диск. Его наблюдения с использованием ультрафиолетового и рентгеновского участков спектра оставались невозможными до появления орбитальных обсерваторий.

Только после того, об этом уже говорилось, как удалось установить огромное расстояние до галактик, пришло полное осознание существования двух различных классов сверхновых. Сверхновая 1937 г., изученная Цвикки и Бааде, имела светимость примерно в сто раз больше, чем вся галактика, в которой ее обнаружили (IC 4152). Рудольф Минковский изучил ее спектр и к 1941 г. смог заявить о том, что четырнадцать исследованных им сверхновых явственно разделяются по спектрам на два класса (различие между ними было проведено преимущественно по наличию или отсутствию водородных линий). Звезды одного класса (тип II) напоминают обычные новые, но, безусловно, являются гораздо более яркими, а звезды другого (тип I) – существенно ярче и имеют пекулярные эмиссионные полосы. В данном случае очень ценные данные удалось получить при изучении Крабовидной туманности, и мы уже видели, что к ним добавилось изучение этого объекта в радиодиапазоне. Кроме того, в 1964 г. выяснилось, что Крабовидная туманность является мощным источником рентгеновского излучения. В пионерских ракетных наблюдениях, проведенных Гербертом Фридманом и его помощниками из Морской научно-исследовательской лаборатории США, использовалось постепенное покрытие Луной (постепенное, потому что туманность не является точечным источником) для доказательства того, что эта в высшей степени фотогеничная туманность действительно является рентгеновским источником. Впоследствии в центре туманности открыли пульсар, и это придало данному объекту еще большую сложность.

В 1950‐х гг. Уильям А. Фаулер и Фред Хойл предложили механизм, объясняющий источник энергии типичной сверхновой. Согласно их сложной модели, звезда состоит из нескольких оболочек, наподобие слоев у луковицы, где каждая оболочка представляет собой продукт ядерной реакции на определенной стадии ее долгой истории. Они предположили, что чем тяжелее образуемые элементы, тем выше температура, и это наблюдается на фоне периодических гравитационных сжатий, продолжающихся до тех пор, пока звезда не достигнет равновесия со смесью железа, никеля и других относительно тяжелых элементов в ее центре. Затем в дело вступает гамма-излучение, принимая участие в определенных ядерных реакциях с железом и никелем в процессах, требующих дополнительной энергии. Звезда больше не может сохранять равновесие, и потому начинает сжиматься. Температура растет, и после следующих пройденных ею стадий в ней не остается ничего, кроме протонов, нейтронов и электронов. Протоны поглощают электроны, и ядро очень быстро сжимается, пока не достигается точка, в которой ядерные силы, вызывающие отталкивание нейтронов, не останавливают сжатие. После этого звезда становится очень компактной, с электронами, отстоящими друг от друга на расстояниях порядка 10^-13 сантиметров. Так с точки зрения теории выглядят нейтронные звезды, часто упоминаемые ранее. Коллапс ядра продолжается в течение всего лишь нескольких минут. Как только это происходит, внешние слои падают внутрь, что приводит к их уплотнению и разогреву. Реакции ускоряются, и слои взрываются. Это лишь краткий пересказ теории взрыва сверхновой по Фаулеру и Хойлу.

Позже были предложены и другие теории, хотя в общем и целом новаторское исследование Фаулера и Хойла признавалось большинством астрономов в течение многих лет. Другие варианты этой теории имели много общего с их исходными идеями. Они объяснили формирование очень тяжелых элементов, таких как уран, из ядер внешних слоев, захватывающих нейтроны во время заключительной – нейтронной – фазы. Кроме того, на той же фазе, при очень высоких температурах (скажем, порядка десяти миллиардов градусов) образуется огромное количество нейтрино.

Взрывы сверхновых представляют собой нечто гораздо большее, чем демонстрируемый ими поразительный фейерверк. Они распространяют свою тепловую энергию и продукты нуклеосинтеза по всей Вселенной и, таким образом, оказывают особое воздействие на эволюцию галактик, в которых находятся. Особенно важны для этой эволюции тяжелые элементы, и в 1980‐х гг. уделялось особое внимание теории, изучающей их фундаментальный вклад в формирование рождающихся звезд. Особенно важная сверхновая была обнаружена в 1986 г. в радиогалактике Кентавр A, – значимой для астрономов, поскольку она является ближайшей к нам радиогалактикой. Ее нашел методистский священник Роберт Эванс (астроном-любитель из Нового Южного Уэльса, уже открывший с помощью своего 40-сантиметрового рефлектора более десяти сверхновых в других галактиках), впервые отметивший ее как яркую звезду в галактике Кентавр A. Она не изменила своего положения в течение получаса, а следовательно, не была астероидом, попавшим на луч зрения. Эванс позвонил в Обсерваторию Сайдинг-Спринг, и в течение трех часов удалось подтвердить, что это сверхновая. (Впоследствии ее отнесли к I типу.) Для лучшего понимания характеристик ее излучения в рентгеновском, гамма- и радиодиапазонах требовалось знание расстояния до сверхновой. К счастью, Эванс открыл ее до того, как она достигла максимума яркости, а это позволило пронаблюдать ее на всех ключевых стадиях.

23 февраля 1987 г. Ян Шелтон из Торонтского университета, работавший в Обсерватории Лас-Кампанас (Чили) вашингтонского Института Карнеги, наблюдал в крайне сложных условиях и на слабом оборудовании другую сверхновую. Эта сверхновая в туманности Тарантул из внешней части Большого Магелланова Облака (небольшой соседней галактики) способствовала совершению одного из наиболее зрелищных звездных открытий современности. Близость сверхновой удваивала ее важность, и она подробно исследовалась практически с момента своего открытия. В мае 1987 г. ее видимый блеск достиг пикового значения 2,8 звездной величины, что характерно скорее для сверхновой II типа, а не I типа, как предполагалось ранее. Это была не только самая яркая сверхновая с 1572 г. и первая из подобных звезд, легко различимая невооруженным глазом со времени сверхновой Кеплера 1604 г. Это единственная сверхновая, которую удалось отождествить со звездой, находившейся на ее месте до вспышки – голубым гигантом, являвшимся компонентом тройной звездной системы Сандулик –69° 202, – звездой, массой примерно в 20 солнечных масс. Вскоре астрономы из Сайдинг-Спринга (Австралия) и Гарварда (штат Массачусетс) собрали более точные данные о звезде – прародительнице указанной сверхновой. Ею оказался голубой сверхгигант, и это удивительно само по себе, поскольку, согласно более ранним теориям, голубые гиганты являются слишком молодыми и обладают слишком высокой плотностью для того, чтобы вспыхнуть сверхновой II типа, которая должна быть связана со старыми красными сверхгигантами.

В день своего открытия эта сверхновая породила мощные импульсы нейтрино – первые пришедшие к нам из‐за пределов Солнечной системы; о них сообщил Карло Кастаньоли из нейтринной обсерватории под Монбланом Института космогеофизики в Турине (Италия). Количество зарегистрированных нейтрино позволило утверждать, что в течение секунды или около того светимость звезды в одном лишь нейтринном диапазоне была эквивалентна совокупной светимости всей Вселенной.

Последовавшие за этим наблюдения сверхновой в оптическом, ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах предоставили возможность астрономам восстановить историю этой звезды. Около десяти миллионов лет назад она сформировалась из темного, плотного облака, состоявшего из газа и пыли. Примерно миллион лет назад она потеряла бо́льшую часть своих внешних слоев, которые, медленно двигаясь под воздействием звездного ветра, образовали вокруг нее объемное газовое облако. До того как звезда взорвалась, что случилось 160 000 лет назад, высокоскоростной ветер сорвал с нее горячую внешнюю оболочку и вырезал полость внутри холодного газового облака. (Подобные полости легко наблюдаются повсюду.) Предполагается, что интенсивная вспышка ультрафиолета, исходящего от сверхновой, освещает границы этой полости, создавая таким образом яркое кольцо, которое можно увидеть с помощью космического телескопа «Хаббл». С другой стороны, предполагается, что горячие пятна в оптическом диапазоне и газ, излучающий рентген, являются результатом столкновений с плотными образованиями из более холодного газа, быстро продвигающимися к центру с внутренней стороны кольца. Взрыв сверхновой порождает взрывную волну, которая прокатывается сквозь полость, как это было обнаружено обсерваторией «Чандра» в 1999 г.; и в течение трех или четырех лет подобных исследований становилось все более ясным, что указанное событие (крайне важное для понимания звездной эволюции) началось совсем недавно.

Еще одно событие из списка астрофизических наблюдений, которое, судя по всему, предоставило много новой информации о взрыве определенного типа нейтронных звезд, случилось 27 декабря 2004 г. Это, как считается, самый мощный взрыв из тех, что наблюдались астрономами (но не с Земли) со времен сверхновой, увиденной Кеплером в 1604 г. Из космоса было заметно, как вспышка осветила земную атмосферу, а Луна способствовала этому, сработав как отражатель. Она длилась более одной десятой доли секунды, и ее зарегистрировала запущенная незадолго перед этим орбитальная рентгеновская обсерватория «SWIFT», европейские спутники и несколько радиотелескопов. Наиболее ярким излучение оказалось в гамма-диапазоне. Звезда SGR 1806–20 идентифицируется как магнитар, точнее как «источник мягких повторяющихся гамма-всплесков», с мощным магнитным полем и совершает один оборот за 7,5 секунды. Она находится в далекой от нас части Галактики в созвездии Стрелец на расстоянии порядка 50 000 световых лет. Абсолютная звездная величина вспышки оценена в –29 звездных величин. За одну десятую долю секунды своего момента славы магнитар высвободил больше энергии (1,3 × 10³⁹ джоулей), чем наше Солнце за 100 000 лет.

Точный механизм, ответственный за подобное звездотрясение, предполагает неожиданно резкую деформацию поверхностной корки железного ядра под воздействием магнитных сил. Это событие послужило стимулом ко множеству дискуссий самого разного толка. Естественно, представители прессы сосредоточились на вероятных последствиях подобного события, если бы оно случилось в непосредственной близости от нас (как, например, громкий заголовок лондонской газеты «Таймс»: «Земля в 49 990 световых годах от катастрофы»). Другие участники дискуссии рассматривали вопрос: могла ли близкая гамма-вспышка послужить причиной одного из нескольких массовых вымираний на Земле? Как бы то ни было, к XXI в. некоторые вопросы уже успели покинуть дискуссионные залы. Именно в это время стало ясно, что в результате взрыва сверхновых в космическое пространство выбрасываются такие элементы, как углерод, азот, кальций и железо, обогащающие облака водорода и гелия, где рождаются другие звезды. Кроме того, они участвуют в образовании более тяжелых элементов и, в числе прочих, – золота, серебра, свинца и урана. Сверхновые, как теперь считается, порождая космические лучи и внося свой вклад в мутацию живых клеток, а значит и в эволюцию, являются одной из наиболее важных вех на пути развития Вселенной и, наряду с этим, – самой жизни.

До применения в астрономии спектрального анализа казалось, что знание химического состава внеземного вещества останется навсегда недостижимым. После ста лет спектроскопических и орбитальных исследований теории физической и химической природы комет достигли высокого уровня детализации. Как мы уже видели, теория «грязного снежка» повлияла на исследования в области химии и физики комет. Например, она помогла удержать на плаву «фонтанную теорию» Бесселя, выдвинутую после того, как он изучил комету Галлея при ее появлении в 1835 г. и увидел, что вещество, выбрасываемое ядром в направлении Солнца, возвращается обратно, образуя некое подобие фонтана (см. выше на с. 696). Фред Уиппл неоднократно доказывал преимущества концепции «грязного снежка». С ее помощью он сумел объяснить, каким образом солнечный свет, падающий на вращающуюся комету, может снижать или увеличивать ее орбитальную скорость за счет процесса испарения вещества. Он обнаружил, что его модель позволяет объяснить, как солнечный свет может порождать метеорные потоки, выпаривая из комет твердые частицы. Кроме того, она объясняла приливные явления, в некоторых случаях способные расколоть комету. К концу 1950‐х гг. было хорошо понятно поведение света в мелкодисперсной пыли (даже в случае сверхзвуковых эффектов), что позволило двум экспертам в области аэродинамики Майклу Финсону и Роберту Пробстейну из Массачусетского технологического института усовершенствовать фонтанную модель.

В 1968 г. Людвиг Бирман (известный своими исследованиями солнечного ветра), работая примерно в том же направлении, предсказал, что солнечный свет, разрушая выброшенные из кометы молекулы воды, должен стимулировать излучение строго определенной линии при взаимодействии с водородом, который, как ожидалось, сохранял нейтральное атомарное состояние на расстояниях, соизмеримых с радиусом земной орбиты. Эта линия, так называемая линия альфа из серии Лаймана, не видна с поверхности Земли. Для ее обнаружения необходим космический аппарат. И время, когда это можно было сделать, стремительно приближалось. Как мы уже говорили в начале этой главы, первые космические аппараты для проведения астрономических наблюдений назывались Орбитальными астрономическими обсерваториями (ОАО); они оснащались телескопами, сконструированными и построенными в Висконсинском университете под руководством Артура Д. Коуда. К сожалению, высоковольтное оборудование для астронавигации «ОАО-1» создало ряд проблем, приведших к такому сильному разогреву системы, что она взорвалась. Запущенная позже в том же году «ОАО-2» оказалась очень успешной, проработала в течение более четырех лет и передала на Землю большой массив данных о планетах, кометах, звездах и галактиках – все данные относятся к ультрафиолетовой части спектра. Именно в этом диапазоне атомы и молекулы комет излучают наиболее ценную информацию. В январе 1970 г. Коуд первым зарегистрировал невероятно яркое гало из водородных атомов вокруг кометы Таго-Сато-Косака. Позже в том же году пятая Орбитальная геофизическая обсерватория (ОГО) (еще одна инициатива Соединенных Штатов) показала: водородное облако имеет диаметр, превышающий диаметр Солнца по меньшей мере в три раза, и оно стремительно расширяется. Первая станция из серии «ОГО» запущена ракетой-носителем «Атлас» в сентябре 1964 г., а пятая – отправлена более поздней версией «Атласа» в марте 1968 г. Их орбиты имели низкий перигей (минимальная высота) и высокий апогей (максимальная высота), что делало их особенно полезными для исследования Земли и ее ближайшего окружения в Солнечной системе.

Как известно, кометы обычно видны только в непосредственной близости от Солнца. Комета Когоутека 1973–1974 гг. привлекла особое внимание, так как была видна на необычайно большом расстоянии от Солнца. В силу этого, по мере того как подогревалось общественное внимание, от нее многого ожидали. Однако ожидания не сбылись, но ее спектр оказался необычным – в нем присутствовали никогда не наблюдавшиеся ранее у комет углеродные и кислородные линии, и ее окружало массивное водородное облако. И снова наилучшие возможности для наблюдений открывались из космоса, поэтому основной вклад в данном случае был сделан станцией «Скайлэб». Кроме того, один из астронавтов «Скайлэба» Э. Дж. Гибсон сделал несколько ценных рисунков кометы Когоутека.

Примерно в то же время для изучения комет использовались радиотелескопы, доказавшие свою полезность в отыскании сложных молекул. Кроме того, для наблюдений использовались радиолокаторы. В 1980 г. П. Дж. Камоун и его коллеги наконец представили доказательство того, что так ждали сторонники концепции «грязного снежка», – кометы обладают твердыми ядрами. Ядро кометы Энке измерили с помощью радиолокации, дав надежный результат от 0,4 до 4 километров – широкий интервал, однако это стало поразительным достижением, которого удалось добиться с помощью 300‐метрового радиотелескопа в Аресибо (Пуэрто-Рико). Оно было поразительным в нескольких отношениях не только потому, что антенна находилась на расстоянии 50 миллионов километров от объекта. В 1983 г. комета ИРАС-Араки-Олкока приблизилась к Земле на одну десятую долю этого расстояния. Радарных наблюдений оказалось недостаточно для получения изображения ее поверхности, однако эти наблюдения показали, что поверхность ядра неровная, кроме того, обнаружены мелкие фрагменты (максимум, несколько метров в поперечнике), движущиеся независимо от ядра. Сторонники теории «грязного снежка» всегда демонстрировали уверенность в своей правоте, но теперь для сомнений просто не оставалось места.

В указанный период помимо НАСА в «игре со спутниками» имели свое представительство и другие участники. В 1978 г. консорциум ЕКА, Совет по естественным наукам и инженерным исследованиям Великобритании и Центр космических полетов им. Р. Годдарда НАСА запустили международный спутник для исследований в ультрафиолетовых лучах (IUE). До запуска в апреле 1990 г. космического телескопа «Хаббл», «IUE» был одним из всего лишь двух телескопов, работавших на орбите. Важным открытием, совершенным с его помощью, явилось обнаружение серы в кометном ядре. В числе других открытий, ценность которых еще более убедительна, стало обнаружение массивного гало из горячего газа, окружающего нашу Галактику, и непрерывный мониторинг исключительно важной сверхновой 1987A. Еще одним орбитальным телескопом был оснащен советский пилотируемый корабль «Союз-13», запущенный в 1983 г. с командой из двух человек. Как и во всех подобных случаях, для стабилизации телескопа использовались опорные звезды.

Особенно важен для кометных исследований 1983 г., поскольку он стал свидетелем запуска спутника НАСА с приемниками инфракрасного излучения. Этот астрономический спутник для исследований в инфракрасном диапазоне (IRAS – ИРАС) предназначался для поиска астероидов или любых других источников инфракрасного (теплового) излучения. Он поразил даже изготовивших его конструкторов, сумев открыть в течение десяти месяцев своей короткой жизни по крайней мере шесть комет. И даже в этих случаях, согласно установившимся правилам игры, при составлении итоговых названий, помимо «ИРАС», использовались имена и пяти независимых первооткрывателей этих комет. Одним из примеров такого коллективного обозначения стала комета ИРАС-Араки-Олкока. Она двигалась очень быстро и подошла к Земле ближе, чем любая другая комета с 1770 г. (комета Лекселя). В дополнение к открытиям, сделанным «ИРАС», астрономы, использующие мощные телескопы для изучения межзвездных облаков или других небесных объектов, пересмотрели старые фотопластинки с характерными размытыми пятнами и тоже обнаружили кометы, но очень удаленные.

Астрономы дорожили кометой Галлея с тех пор, как подтвердилась предсказанная Галлеем ее периодичность. Очередное максимальное сближение этой кометы с Землей пришлось на 1985–1986 гг. На встречу с ней нацелились как минимум пять космических аппаратов, запущенных в Европе, Советском Союзе и Японии. После трагического взрыва 28 января 1986 г. космического челнока «Челленджер» и смерти семи членов его экипажа был отменен запуск специального аппарата к комете Галлея, запланированный НАСА на март того же года. Автоматическая межпланетная станция ЕКА «Джотто», запущенная в июле 1985 г., прошла 14 марта 1986 г. на расстоянии 600 километров от кометы и отправила на Землю фотографии кометного ядра, представляющего собой твердое тело неправильной формы с двумя пылевыми фонтанами, бьющими с поверхности. «Джотто» получил повреждение при этом сближении, но отправился дальше на встречу с другой кометой. (Название «Джотто» выбрано потому, что великий итальянский художник XIII в. Джотто ди Бондоне нарисовал комету вместо «Вифлеемской звезды» на своей фреске «Поклонение волхвов» в Падуе.) Однако первые фотографии ядер сделаны несколькими днями ранее, сначала советской межпланетной станцией «Вега-1» (6 марта), а затем – «Вега-2» (9 марта). Фотографии «Веги-2» оказались очень четкими, лучше, чем у «Джотто», но лишь при внимательном сравнении. Одно из самых неожиданных открытий, сделанных «Вегой-2», – чрезвычайно низкое альбедо (отражательная способность) ядра кометы: оно отражает меньше света, чем в случае, если бы оно состояло даже из древесного угля. Альбедо Луны выше более чем в три раза, и единственными похожими телами в Солнечной системе, известными на то время (без учета размера), были некоторые типы астероидов и спутник Марса Фобос. И «Джотто», и «Веги» сумели проанализировать химический состав кометной пыли, воспользовавшись высокой скоростью столкновения частиц (70 километров в секунду). При столкновении с металлической мишенью, изготовленной из серебра или платины, пыль полностью испарялась. Молекулы расщеплялись, после чего их атомы анализировались с помощью масс-спектрометра. (Существует много разновидностей этого прибора, но каждый из них работает по принципу разделения ионов в зависимости от отношения заряда к массе, что позволяет проанализировать как массу, так и химические свойства.) Одним из наиболее удивительных открытий, сделанных в результате такого анализа, стало преобладание легких элементов, таких как водород, углерод, азот и кислород. Казалось бы, это не должно вызывать удивления, принимая во внимание предыдущие рассуждения о наличии воды (H₂O), двуокиси углерода (CO₂) и синильной кислоты (HCN), но все полагали, что эти соединения должны были испариться до того, как достигнут станции. Единственная приемлемая альтернатива – они возникали из слаболетучих органических частиц, и это межзвездные частицы, каким-то образом оказавшиеся в кометном ядре.

Еще одно, более позднее рандеву с кометой, предусматривавшее прямой контакт, обнаружило беспрецедентные подробности, касающиеся как внешнего вида кометы, так и ее химического состава. Комету Темпеля 1 открыл 3 апреля 1867 г. Эрнст Вильгельм Леберехт Темпель из Марселя. Она была тусклой (в то время – девятой звездной величины) и в дальнейшем предоставила много проблем тем, кто занимался расчетом кометных орбит; на некоторое время ее даже потеряли наблюдатели, пользовавшиеся ее вычисленными эфемеридами. Когда параметры ее орбиты тщательно рассчитали заново, выяснилось, что вскоре она приблизится к Солнцу, и возникло решение ответить ей встречным визитом; и вот в январе 2005 г. в рамках программы НАСА «Дискавери» был запущен космический аппарат под названием «Дип Импакт» с целью поменяться ролями с кометой и самому стать снежком, фактически обстреляв комету. Перед тем как пройти в июле того же года на расстоянии 500 километров от кометы, космический аппарат выпустил зонд («импактор»), который столкнулся с кометой, взметнув поток ледяных обломков. (На ил. 243 изображен вид этого события с основного модуля, находившегося на значительном удалении.) До того как упасть, зонд передал несколько замечательных изображений 14-километровой глыбы, состоящей изо льда, пыли и камней, образующих кометное ядро. На поверхности кометы можно было различить большой круглый кратер, и это устранило все возможные сомнения насчет того, что «грязный снежок» – не выдумка. Последний снимок послан всего лишь за три секунды до удара о поверхность.

После тысячелетий восхищения кометами астрономы получают все более широкое представление об их важности. Находясь в состоянии глубокой заморозки со времен, предшествовавших формированию Солнечной системы, они являются своеобразными капсулами времени, которые позволяют нам – почти буквально – увидеть это прошлое. Сто лет назад никто и представить не мог, сколько всего нового мы сможем узнать благодаря кометам. Это исследования солнечного ветра, земной магнитосферы, межзвездной среды, физики плазмы, квазаров, черных дыр, радиозвезд; а потому, хотя и непрямым образом, они вносят свой вклад в космологию в широком смысле этого слова. Вспоминая выражение, нередко встречавшееся веком ранее, – «видимое ничто», – можно теперь определенно утверждать: они таковыми больше не являются.

243

Вид, открывшийся с космического аппарата «Дип Импакт», когда он обернулся посмотреть на комету Темпеля 1 через пятьдесят минут после того, как ударный зонд в нее врезался. На фотографии видно, что столкновение взметнуло огромный столб выброшенного вещества.

Изучение кометы Галлея в 1986 г. вызвало большой интерес к кометным исследованиям и сделало крайне желательным продолжение изысканий. Приблизительно в то же время интерес к кометам подогревало возобновление обсуждения интересной темы: кометы, насыщенные углеродными соединениями, могли занести их на Землю, а значит они могли быть причастны к возникновению ранних форм жизни. В течение большей части человеческой истории жизнь обычно рассматривали (хотя и не повсеместно) как созданную богом. Аристотель придерживался другой традиции, выступая за самопроизвольное зарождение жизни, но в 1864 г. эксперименты, проведенные Луи Пастером, на какое-то время прекратили все серьезные поиски в этом направлении. С появлением дарвинизма, опубликования в 1859 г. «Происхождения видов», ученые начали осуществлять более глубокие поиски, почти не принимая в расчет далекого космического пространства. Двумя известными физиками, рассматривавшими космическое пространство как возможный источник жизни, были Уильям Томсон (лорд Кельвин) и Герман фон Гельмгольц. В 1908 г. идущий по их стопам шведский физик, химик и нобелевский лауреат Сванте Аррениус опубликовал книгу «Образование миров», постулировав существование в космическом пространстве живых спор, распространяющихся по всему космосу давлением света и способных быть причиной возникновения жизни на Земле. Эта идея породила множество сумасбродных теорий и других подобных предположений, многочисленные ответвления которых не имеет смысла рассматривать в данной книге.

Мысль о том, что микроорганизмы или более простые предшественники жизни, присутствующие в космическом пространстве, способны породить жизнь на Земле или на другой благоприятно расположенной планете, постепенно исчезала из серьезного научного рассмотрения, но старая идея о самопроизвольном зарождении неожиданно вернулась в 1920‐х гг., хотя и в новой модификации. Российский биохимик А. И. Опарин и английский генетик Дж. Б. С. Холдейн, работая независимо друг от друга, пришли к выводу, что самопроизвольное зарождение жизни возможно, но это не обязательно произошло на Земле. Эта общая идея почти не получала поддержки до 1953 г., когда американские химики Гарольд Юри и Стэнли Миллер показали экспериментально, что простые молекулы, такие как водород, метан, вода и аммиак, могут при определенных условиях образовывать аминокислоты (например, под воздействием электрических разрядов, а это не редкость в космосе).

Теория Опарина – Холдейна со множеством внесенных в нее изменений благополучно сохранилась, но в конце 1970‐х гг. у нее появилась серьезная конкурентная концепция, которую невозможно игнорировать в силу высокой репутации двух ее создателей – Фреда Хойла и Налина Чандры Викрамасингха, уроженца Шри-Ланки, позже переехавшего в Кардиффский университет (Уэльс), где он со временем создал центр астробиологии. Согласно их утверждению, существуют свидетельства следов существования жизни в межпланетной материи, и поэтому жизнь на Земле могла возникнуть из вещества, занесенного кометами. Разделяя теорию «грязного снежка» и признавая доказанным разнообразие вещества в кометах и их хвостах, они рассматривали кометы как превосходный инкубатор жизненных форм, способных появиться в водных бассейнах, подходящая температура которых поддерживалась радиоактивным излучением. (Уиппл высказал предположение о существовании таких бассейнов чуть более чем за десятилетие до этого.) Одним словом, было высказано предположение, что кометы являются разносчиками жизни в виде бактерий по галактикам и одновременно убежищами, защищающими ее (это немаловажно) от разрушительного воздействия радиации.

Новые идеи не встретили благожелательного отклика, особенно когда эти двое специалистов стали высказываться в таком духе: процесс еще не завершился, и вирусы, даже те, что вызывают грипп, прилетают к нам вместе с кометами. (Разве гриппу не нужен переносчик?) Однако в целом идея обрела своих последователей. Аминокислоты являются признанными «кирпичиками» жизни, и, как соглашались некоторые астрономы, внутри кометных ядер могут возникнуть условия, благоприятные для их возникновения. Среди большинства астрономов существовал консенсус по поводу того, что более вероятным местом их возникновения может быть Земля на этапе своего формирования. Хойл умер в 2001 г., но тем не менее Викрамасингх продолжал очень умело бороться за их совместные идеи. Его обнадеживали многочисленные вещественные доказательства, что бактерии могут сохраняться без изменений в течение многих миллионов лет даже под воздействием космической радиации, гораздо более жесткой, чем на Земле. (В 1984 г. Майо Гринберг из Лейдена продемонстрировал, к удовлетворению многих, что они не способны пережить облучение ультрафиолетом или другие опасности, присущие космосу, более тысячи или около того лет.) В 1990‐х гг. и в последующий период высказывались различные утверждения о существовании в метеоритах окаменелых свидетельств прошлой жизни. В космическом пространстве обнаружены большие органические молекулы. В 2004 г. НАСА опубликовало фотографии окаменелых сине-зеленых водорослей в одном из метеоритов. Сине-зеленые водоросли живут в воде и образуют одну из самых многочисленных групп бактерий на Земле. Обычно они представляют собой одноклеточные организмы, но могут выстраивать колонии, достаточно большие, чтобы стать различимыми для невооруженного глаза. Их останки относятся к числу наиболее древних и датируются более чем 3,5 миллиарда лет, а это составляет значительную часть возраста Земли.

Большинство из перечисленных находок оказались бы невозможны без масштабной работы межпланетных автоматических станций. С наступлением нового тысячелетия пыль постепенно стала делом большой важности. Это дело достигло важного этапа с появлением проекта под названием «Стардаст». Это первый космический аппарат США, предназначенный исключительно для изучения кометы, и первая миссия, в задачу которой входила доставка внеземного вещества из‐за пределов лунной орбиты. Перед тем как продолжить рассказ об этом проекте, необходимо разъяснить, что околоземные спутники и радионаблюдения далеко не исчерпывали технологий, внедренных в астрономию в насыщенный период кометных исследований, с которыми эта наука вошла в XXI в. Для сбора пыли использовались высотные самолеты и стратостаты. Одним из специалистов, проводивших интенсивное исследование собранного вещества, был Дональд Ю. Браунли из Вашингтонского университета в Сиэтле. В рамках руководимой им программы в стратосфере собирались частицы, достаточно малые для того, чтобы замедляться без плавления, вызываемого атмосферным трением, а затем они подвергались исследованию в лабораторных условиях. Обычно эти «частицы Браунли» представляют собой рыхлый материал, состоящий из минералов и органического вещества, и сегодня считается общепринятым, что они являются остаточными продуктами кометной пыли, лишенной легко испаряющихся фракций. В течение двух десятилетий они служили полезной доказательной базой для самых разных конкурирующих теорий химического состава комет. Они, скорее всего, являются смесью элементов, сопоставимых с присутствующими на Солнце, но замороженных при низких температурах. Значительные усилия к решению этой проблемы были приложены в лабораториях. Майо Гринберг разработал эксперименты, демонстрирующие возможность роста частиц межзвездной пыли, и использовал свои находки для интерпретации многих других явлений, не связанных с кометной пылью, – например, газа в межзвездных пылевых облаках, новых и сверхновых, а также излучения частиц космической пыли вообще. Удаленные звезды, рассматриваемые сквозь пылевые облака, кажутся краснее, чем они есть на самом деле. На административные органы, осуществляющие контроль финансирования космических программ, стало оказываться все большее давление для реализации космической программы, нацеленной либо на доставку образцов вещества комет на Землю, либо на по меньшей мере проведение их химического анализа средствами самого космического аппарата. С основанием миссии «Стардаст» эта идея стала реальностью.

Космический аппарат «Стардаст» запущен 7 февраля 1999 г. с мыса Канаверал во Флориде ракетой-носителем «Дельта-2». Это была четвертая миссия космической программы НАСА «Дискавери», утвержденной Конгрессом еще в 1992 г., разработка которой во многом обязана Питеру Цоу из Лаборатории реактивного движения Калифорнийского технологического института. В числе других миссий программы «Дискавери» – «Марс Патфайндер», космический аппарат для сближения с астероидами в околоземном пространстве (NEAR) и «Лунар Проспектор». Как и предыдущие проекты, «Стардаст» предполагал тесное сотрудничество с университетами и промышленными организациями для сведения к минимуму финансовых затрат. Кроме того, в проекте участвовали немецкий Институт Макса Планка и английский Открытый университет.

Первичной целью «Стардаста» являлся сбор пыли и углеродосодержащих образцов во время близкого прохождения с кометой Вильда 2 (в 235 километрах перед ядром), а также сбор межзвездной пыли. Целью последней задачи (возможно, не столь впечатляющей, как первая) был сбор вещества, сохранившегося со времени, предшествовавшего формированию Солнечной системы, и пылевых потоков, идущих от созвездия Стрелец. Во время нахождения на орбите осуществлялся подсчет кометных частиц и анализ их состава в режиме реального времени. Образцы захватывались без их повреждения, уловитель напоминал по виду теннисную ракетку, покрытую субстанцией на основе кремния под названием аэрогель. Этот замечательный материал, разработанный Лабораторией реактивного движения, сочетал в себе свойства воздушной легкости и удивительной прочности и обладал способностью задерживать кометные частицы (двигавшиеся с относительной скоростью, в шесть раз превышающей скорость ружейной пули), не позволяя им полностью проходить сквозь себя. 15 января 2006 г. при входе в плотные слои атмосферы «Стардаст» вернул свой груз, спустив на парашюте капсулу, приземлившуюся в пустыне штата Юта. Предварительный анализ нескольких тысяч захваченных гранул, произведенный под руководством ответственного исполнителя этого проекта НАСА Дональда Браунли, выявил высокую концентрацию сложных молекул, которые считались обязательными для эволюции жизни. На одном из этапов этой работы возник разговор о том, чтобы разрешить тем, кто найдет ту или иную гранулу, присваивать ей имя. Остается лишь гадать о том, создаст ли Международный астрономический союз комитет по номенклатуре пыли? Кроме того, остается неясным или, скорее, дебатируется вопрос о том, каким образом внутри комет могут возникать молекулы, и действительно ли органический материал был доставлен ими на Землю еще до того, как здесь началась жизнь?

Исследования комет порождали две темы, достойные публикации на первой газетной полосе. У наиболее сдержанного крыла журналистики заголовок «Пришельцы среди нас» мог подразумевать не более чем отсылку к нескольким кометным частицам, или даже частицам, о которых только говорилось, что они кометного происхождения, как это было в случае частиц кроваво-красных дождей, шедших в индийским штате Керала в июле – августе 2001 г. (Годфри Луис и А. Сантош Кумар из Университета Махатма Ганди в Коттаяме в Индии выдвинули кометную гипотезу, но Индийская правительственная комиссия приписала этот цвет спорам воздушных водорослей.) Другая сенсационная кометная тема распространялась под такими заголовками, как «Вымирание динозавров», и хотя она зачастую смешивалась с той или иной разновидностью неподтвержденных предположений, выдвинутых Иммануилом Великовским в книге «Столкновение миров» (1950) и более поздних популярных изданиях, она имела за собой серьезную поддержку высокоавторитетной науки.

В 1980 г. Луис и Уолтер Альваресы (отец и сын), Франк Асаро и Хелен Мичел из Калифорнийского университета в Беркли проанализировали слои глубоководного известняка из Дании, Италии и Новой Зеландии. К их удивлению, они обнаружили слой с относительно высоким уровнем содержания иридия, редко встречающегося на Земле, но относительно часто – в метеоритах. Они выдвинули идею, согласно которой в конце мелового периода, 65 миллионов лет назад, в Землю врезался астероид или комета, подняв такое большое количество пыли, что доступ света по всей планете был заблокирован на несколько месяцев или даже лет. Температура резко снизилась, и это привело к гибели большей части флоры и многих форм фауны, включая динозавров. История вышла на первые полосы информационных сообщений, но дело этим не закончилось, поскольку в 2006 г. были обнаружены свидетельства существования подо льдом Антарктики огромного кратера. С помощью гравитационных измерений, сделанных со спутников, и радарных изображений, полученных с самолетов, группа специалистов из Соединенных Штатов определила точное местонахождение кратера под восточным антарктическим ледяным покровом в Земле Уилкса, диаметр которого составил 480 километров, а глубина – около двух километров. Считается, что он был причиной самого массового вымирания в мировой истории, случившегося 250 миллионов лет назад, – явления, положившего конец пермскому периоду и ознаменовавшего начало юрского периода – эпохи динозавров.

Открытие 1980 г. породило глубокие разногласия в нескольких научных сообществах, но оппозиция полностью утратила свою силу после того, как иридиевая аномалия стала обнаруживаться по всему миру. В 1985 г. группа химиков из Чикагского университета обнаружила свидетельства глобального огненного шторма, бушевавшего примерно в то же время, когда исчезли динозавры. Запасы углерода, выработанные в этот период, в 10 000 раз превышают количество углерода в соседних геологических слоях – как в нижнем, так и в верхнем, и грубые расчеты позволяют оценить мощность этого удара в 100 миллионов мегатонн в том месте, где сейчас располагается Берингово море, в результате чего образовался огненный шар, превративший в пепел всю растительную и животную жизнь вплоть до Северной Америки и Азии. Вскоре эта базовая идея (за исключением отдельных деталей) была настолько прочно усвоена, что палеонтологам стало казаться, будто аналогичный механизм (кометный или астероидный удар) лежит в основе всех выявленных ими ранее глобальных вымираний. (Правда, некоторым из них, это следует отметить, больше по душе приходилась идея космической гамма-вспышки, надолго разрушившей озоновый слой, от чего практически не пострадали лишь глубоководные существа.)

Гипотеза, предложенная в 1980 г., – не первое астрономическое объяснение. В 1970 г. Крейг Хатфилд и Марк Кэмп из Университета Толедо (штат Огайо) высказали предположение, что масштабные вымирания происходили периодически и связаны с тем, как меняется положение Солнца при движении по галактической орбите; оно то находится какое-то время над плоскостью Млечного Пути, а какое-то – под ней. Период этих изменений составляет около 33,5 миллиона лет, а вымирания, по оценкам различных авторитетных специалистов, случаются с интервалами от 30 до 36 миллионов лет. Исходная идея заключалась в том, что молекулярные облака сконцентрированы в основном вблизи плоскости Млечного Пути, а значит, именно в этом месте наиболее велика исходящая от них опасность. Вскоре после этого было выдвинуто множество различных гипотез, предлагающих механизм, посредством которого межзвездные облака могут вызывать вымирание. Виктор Клаб и Билл Нэйпир из Королевской обсерватории в Эдинбурге посвятили много времени решению этой проблемы и начиная с 1979 г. написали несколько научно-популярных книг о кометах, подвергнув серьезной критике бытующие представления, касающиеся кометного облака Эпика – Оорта. Необходимо, считали они, пересмотреть общепринятую идею его первозданности и постоянства, утверждая, что количество «тесных» сближений с массивными межзвездными облаками в течение долгой истории на протяжении миллиардов лет должно было давно истощить это облако. Они возражали против идеи, согласно которой современные кометы формировались вместе с планетами в плотных областях, окружавших молодое Солнце, где плотность вещества относительно высока, и вместо этого предположили следующее: звезда и кометы формируются одновременно, каждая звезда увлекает за собой сопровождающий ее рой комет, и они выбрасываются в межзвездное пространство планетами или проходящими облаками до тех пор, пока не наступит равновесие с равным количеством спорадических захватов и потерь. По их утверждениям, сейчас мы находимся именно в такой ситуации. Одним из следствий их теории стало представление о межзвездных кометах как обычном явлении. Кометы изначально приходят от других звезд или из мест их рождения в холодных и плотных межзвездных облаках, которые могут быть захвачены нашей Солнечной системой. Они утверждали, что вероятность захвата особенно велика, когда Солнечная система проходит сквозь спиральный рукав нашей Галактики. Одним из интересных побочных предположений, сделанным в контексте этого широкомасштабного исследования, было то, что удивительно большое количество короткопериодических комет Солнечной системы (объектов не только с коротким периодом, но и с коротким временем жизни, измеряющимся несколькими тысячами лет) может объясняться тем, что одна большая комета разбилась на фрагменты во время захвата ее Юпитером.

Представив весьма убедительный общий механизм образования комет, они пустили его в ход, продемонстрировав для начала, что бомбардировка Земли астероидами и кометами – гораздо более частое явление, чем об этом думали ранее. Они приписывали подобным бомбардировкам катастрофические массовые вымирания, а также такие геологические явления, как изменения уровня моря, ледниковые периоды и горообразование в ходе «процессов, относящихся к тектонике плит». В качестве доказательства они выдвигали данные в виде датировки больших ударных кратеров за последние 350 миллионов лет. Ввиду относительно малого количества таких кратеров, понятно, что у этого неточного статистического подхода не так уж много возможностей для усовершенствования, за исключением более точного определения дат. Он оставляет открытым вопрос об особых обстоятельствах и доказательствах их существования. Одно из них, которое заслуживает упоминания, было предложено Марком Дэвисом и Ричардом Мюллером из Калифорнийского университета и Питом Хатом из Принстона. Они предположили, что звезда-компаньон нашего Солнца (они назвали ее Немезида), с периодом 26 миллионов лет, вносит возмущения в кометное облако Эпика – Оорта и посылает в Солнечную систему порядка миллиарда комет с интервалом примерно в один миллион лет. Очень многие из них имели возможность поразить Землю, вызвав вымирание и всеобщий хаос.

Количество вариантов подобных гипотез демонстрировало стабильный рост, и споры, возникающие по их поводу, были такими же энергичными, как и в любой другой области астрономии. В них участвовали не только палеонтологи, но и представители некоторых разновидностей религиозного креационизма. (Должны ли мы принижать роль саентологии и ее представлений о военном диктаторе Ксену? Он, как сказано, перенес на Землю 13,5 триллиона существ с 76 перенаселенных планет. Прежде чем соединиться с восприимчивыми человеческими существами, их радиоактивные души, выпаренные должным образом Ксену, были заражены организованной религией и рациональной наукой.) Вряд ли следует удивляться тому, что последние десятилетия XX в. отмечены появлением большого количества серьезных академических предприятий, связанных с астробиологией. По грубым подсчетам, к концу столетия по всему миру имелось порядка сотни подобных проектов (если сложить вместе университетские кафедры, проекты, финансируемые правительством, общества и журналы). В менее контролируемой области художественных фильмов, телевидения и научно-популярной литературы эта тема затронула какой-то очень чувствительный нерв. Космос всегда был хорош, но он становится еще интереснее, если наполнить его жизнью. В течение многих лет французское «вино кометы» 1811 г. продавалось с твердой уверенностью в том, что комета этого года повлияла на эксклюзивность виноградного урожая. Сегодня мы можем выбирать между двумя идеями: либо на Землю когда-то попали молекулы жизни, либо можно говорить о космических молекулах, разносчиках заболеваний. После чумы, опустошившей Лондон в 1665 г., в этом были обвинены кометы 1664 и 1665 гг.; и на протяжении всей истории звучали заявления, будто кометы являются источником пандемий. Однако это мелочи по сравнению с возможным уничтожением жизни в результате будущего кометного удара.

Из предполагаемой угрозы столкновения Земли с кометой можно извлечь немало материальных выгод. Из многих примеров паники, вызванной неправильным пониманием широкой публикой астрономических высказываний, нет более абсурдного, чем история, произошедшая в Париже 20 мая 1773 г., спустя месяц после лекции по этому предмету, прочитанной Лаландом. Этот случай высмеял Вольтер в «Письме о якобы имевшей место комете». В последние десятилетия много внимания было уделено статистической вероятности столкновения с кометой. В 1984 г. Дональд Йеоманс и Зденек Секанина проанализировали орбиты комет, которые проходили на расстояниях в пределах 2500 земных радиусов от нас, и пришли к выводу, что интервал ожидаемого столкновения Земли с «активной кометой большого размера» составляет от 33 до 64 миллионов лет. Несмотря на то что вероятность столкновения очень мала, подобная статистика служит плохим утешением, поскольку она не исключает возможность такого столкновения, которое может случиться хоть завтра. В 1989 г. астероид из группы Аполлона 4581 Асклепий прошел около Земли на расстоянии, меньшем чем расстояние до Луны, и был открыт аппаратурой проекта «Спейсуотч» лишь после максимального сближения с Землей. В 1994 г. комета, врезавшаяся в Юпитер, создала дыру в этой планете размером с Землю. А если мы обнаружим такую штуковину, летящую в нашем направлении? Должны ли мы просто взрывать любой приближающийся объект и ждать, скрестив пальцы, в надежде на то, что осколки пролетят мимо? Или мы должны попытаться изменить ее траекторию при помощи ракетной техники? И кто эти «мы», принимающие такое решение, и «мы», осуществляющие этот план? В 2006 г. команда ученых из учреждения, называвшегося «Британское правительственное агентство по оборонным исследованиям», начала работать над «космическим тараном», высокоскоростной ракетой, которая, как они надеялись, могла бы изменить направление астероида или кометы, представляющих для нас потенциальную угрозу. (Проект выдвинут под эгидой ЕКА.) Миссия получила название «Дон-Кихот», а сам космический аппарат был назван «Идальго», в честь воспетого Сервантесом обедневшего идальго, прославившегося борьбой с ветряными мельницами. Запуск в тестовом режиме запланирован на 2011 г. А до того времени все оставлено на попечение высших сил32.

Первые спутниковые обсерватории оказались недолговечны и работали всего несколько месяцев, и лишь в нескольких случаях – лет. Планы создания оптической обсерватории широкого назначения, способной работать в космическом пространстве в течение многих лет, были реализованы во время постройки космического аппарата «ОАО» в начале 1970‐х гг. Ключевой фигурой в разработке ее концепции являлся Риккардо Джаккони, директор исследовательской команды, работавшей в этом направлении сначала в частной Американской корпорации по науке и технике. Джаккони стал директором независимого Научного института космического телескопа, на который была возложена ответственность координирования разнообразных задач и дано право ограниченного пользования полученной информацией. В итоге к этому проекту подключились многие другие организации, и по мере его развития границы ответственности смещались. Институт управлялся Университетской ассоциацией астрономических исследований от имени НАСА. Все это чем-то напоминало практику Тихо Браге продвижения познания посредством тонкого сочетания техники и экономики при поддержке просвещенной государственной системы.

Космический телескоп, названный в конце концов именем Хаббла, планировалось вывести на орбиту в 1985 г. с помощью транспортной системы – «космический челнок». Первая серьезная задержка запуска произошла из‐за временной приостановки всей челночной космической программы в результате катастрофы «Челленджера» 28 января 1986 г. Неудачи стали преследовать этот проект еще до того, как инструмент покинул Землю. Одна из его наиболее важных деталей – прибор с зарядовой связью (ПЗС), преобразовывающий свет в электрические сигналы, которые затем превращаются в изображение. Сегодня такие ПЗС находятся в каждой цифровой камере, но в то время они находились в зачаточном состоянии. По чистой случайности было обнаружено, что чувствительность чипов ПЗС к голубому свету зависит от области, на которую падает свет, и того, в какой мере тот или иной чип подвергался воздействию ранее. Эту проблему вовремя обнаружили, но, к сожалению, она была далеко не единственной.

244

Художественное изображение космического телескопа «Хаббл» на орбите с визуализацией внутреннего строения для показа некоторых его составных частей

Преимуществом космического челнока является его способность вывести полезную нагрузку на орбиту с последующим ее ремонтом и обновлением до нужной степени в течение многих лет. Первоначальный план предусматривал посещение телескопа «Хаббл» с интервалами в три года в течение пятнадцати лет. Все оборудование размещено внутри трубы, имеющей примерно 4 метра в диаметре и 13 метров в длину. Сам инструмент представляет собой телескоп модифицированной системы Кассегрена с объективом 2,4 метра (ил. 244). Это довольно большой инструмент даже по меркам наземных обсерваторий, но за пределами атмосферы он принципиально превосходит даже 4‐метровые наземные телескопы. Когда объявили конкурс научных программ для проведения исследований со спутника, их предложение превысило допустимый барьер в шесть раз. После произведенного отбора космический телескоп «Хаббл» оснастили дополнительным оборудованием. Большая часть приборов смонтирована таким образом, чтобы при необходимости их можно было менять в фокальной плоскости телескопа; это позволяет регистрировать длины волн от ультрафиолета до инфракрасного диапазона. Исходная конфигурация включает три прибора, используемых для наблюдений за кометами в ультрафиолетовом диапазоне. Для приблизительного понимания сложности эксплуатации всей системы отметим, что один из этих трех приборов заменили в ходе полета сервисной службы в декабре 1993 г., а другие два демонтировали во время второго обслуживающего полета в феврале 1997 г. Эти факты свидетельствуют о высокой эффективности платформы телескопа «Хаббл», которой необходима система предварительного заказа заявок (что является проблемой для наблюдений за кометами, поскольку они имеют обыкновение появляться неожиданно).

2,4‐метровое главное зеркало представляет собой, вероятно, наиболее точную большую оптическую поверхность. Тем трагичнее было обнаружить уже после запуска, что форма зеркала страдает искажениями, которые могли бы быть замечены ранее, если бы не испортилось само тестирующее оборудование. Обнаружились и другие ошибки – в гироскопах и солнечных панелях, оказавшихся недостаточно жесткими. Несмотря на эти сложные проблемы, телескоп сразу же начал передавать много полезной информации, не доступной никакому другому инструменту. Двусторонняя связь с телескопом осуществлялась посредством сети стационарных спутников связи. Передаваемые ими данные отсылались в Центр космических полетов им. Годдарда, а затем – в Научный институт космического телескопа, команды которого могли отправляться обратно по той же цепочке. Данные анализировались штатными астрономами того же института и в случае необходимости передавались астрономам из других мест. Европейский координационный центр оказывал различные виды помощи как приборам, так и астрономам.

Развитие проекта происходило гораздо медленнее ожидаемого, и когда в апреле 1990 г. наконец состоялся запуск телескопа, то он (даже не принимая во внимание расходы на его запуск) приобрел сомнительную репутацию самого дорогого научного инструмента в человеческой истории. Удалось извлечь много уроков, и не все они были связаны с астрономией. Медленные темпы и перерасход средств, выделенных на осуществление проекта, привели к задержкам в выполнении других космических научных программ, таких как рентгеновская обсерватория «Чандра», и по этому поводу прозвучало много резких слов. С другой стороны, ремонт телескопа «Хаббл», наконец осуществленный командой, доставленной к нему космическим челноком «Индевор», создал ему такую мощную рекламу, что даже если бы он ничего больше не сделал, одно это шоу уже окупило бы все предприятие. (Указанная миссия длилась со 2 по 13 декабря 1993 г.) Джаккони как-то пеняли, что всех средств, затраченных на изготовление и ремонт телескопа «Хаббл», хватило бы на запуск семи космических телескопов. И все же, когда телескоп наконец начал функционировать в плановом режиме, в области астрономических наблюдений открылся абсолютно новый этап. Качество получаемых им изображений не имело себе равных, и собранные им данные немедленно начали оказывать влияние на астрофизику в очень многих фундаментальных аспектах.

Ко времени запуска космического телескопа «Хаббл» спутник Европейского космического агентства «HIPPARCOS» положил начало успешной астрометрической программе. Это первый спутник для очень точного измерения положений звезд. Здесь тоже не обошлось без проблем: два его гироскопа вышли из строя, и ракетный двигатель не сумел вывести его на запланированную геостационарную орбиту, поэтому он пересекал пояса Ван Аллена четыре раза в день, в результате чего пропала треть запланированного наблюдательного времени. Хотя его название воздает должное Гиппарху, ставшему инициатором аналогичного проекта более двух тысяч лет назад, у этого акронима есть и другое толкование: HIgh Precision Parallax Collecting Satellite («высокоточный спутник для определения параллаксов»). Из-за атмосферной турбуленции точность наблюдений на самых лучших наземных телескопах не может превышать десятых долей секунды дуги; точность «HIPPARCOS» составляла одну или две миллисекунды дуги, что примерно соответствует углу, под которым один сантиметр виден с расстояния одной или двух тысяч километров. В результате параллаксы, собственные движения и все с ними связанное (например, ни больше ни меньше как абсолютная шкала расстояний во Вселенной) удалось определить с беспрецедентной точностью. Кроме того, спутник с очень высокой точностью измерил блеск звезд, что позволило улучшить кривые блеска многих известных переменных, не говоря уже об открытии новых переменных.

245

Фотография очень далекого квазара, который находится примерно на одном луче зрения с относительно близко расположенной галактикой. Последняя, действуя как гравитационная линза (преломляющая световые лучи), создает четыре изображения квазара. Верхнее и нижнее изображения отстоят друг от друга на 1,6 секунды дуги. Изображение получено космическим телескопом «Хаббл» с помощью чрезвычайно чувствительной «камеры для съемки слабосветящих объектов» Европейского космического агентства. В числе ее достижений – первая в истории фотография поверхности звезды (Бетельгейзе), а также изображения звезд в шаровых скоплениях и системы Плутон-Харон.

Все эти успехи достигнуты большой ценой. Общая стоимость космического телескопа «Хаббл» без учета эксплуатационных расходов составила один процент годового бюджета США на национальную оборону. В космических категориях – ничего особенного; и еще непонятно, какие инвестиции оказались бы лучше. Однако к 2006 г. сложилось устойчивое мнение, что телескоп «Хаббл» заканчивает срок своей службы, поэтому из общего бюджета НАСА в 16,5 миллиарда долларов на него выделили всего лишь 93 миллиона. Следует ли оставить его умирать на орбите или лучше было бы осторожно доставить его на Землю? Многие выступали за то, чтобы продолжать обслуживать его в космосе, но такие пилотируемые, а не автоматизированных полеты, не соответствовали рекомендациям комитета по расследованию инцидента с космическим челноком «Колумбия». Лишь одно можно сказать уверенно, вне зависимости от того, каким будет принятое решение, оно устроит не всех33.

Астрономы (по меньшей мере со времен Коперника) не были великими экономистами, хотя они часто проявляли склонность к простоте и строгости. Однако прошло немало времени, прежде чем они научились использовать ионный двигатель – особенно элегантный тип высокотехнологичного оборудования, способного обеспечить космический аппарат питанием по очень низкой цене. Ионные двигатели используют электрическую энергию сначала для того, чтобы создать заряженные ионы, а затем – электрическое поле, посредством которого они могут быть разогнаны и вытолкнуты из задней части космического аппарата, создав тяговую силу, как это делается в любой ракете. Интенсивность выброса массы невелика, а потому невелика и реактивная сила, движущая корабль. (Она примерно эквивалентна весу одной или двух маленьких монет, давящих на ладонь, в которой они лежат.) Однако в космическом пространстве, которое фактически лишено трения, высокие скорости могут достигаться за счет медленного суммирования с течением времени, а затем с легкостью удерживаться. По-видимому, впервые ионный двигатель был описан в 1947 г. в небольшом рассказе под названием «Эквалайзер», написанном Джеком Уильямсоном для журнала Astounding Science Fiction. В 1977 г. Джордж Лукас развил эту идею в своей киноэпопее «Звездные войны»: небольшие маневренные космические корабли звездного флота темного лорда назывались СИД-истребителями – акроним, означающий, что они приводились в движение спаренными ионными двигателями. Подобную идею использовал американский астронавт Эдуард Гибсон в научно-фантастическом романе «Прорыв» («Reach»), увидевшем свет в 1989 г. Из всех этих выдуманных вариантов только Уильямсон сумел предвидеть реальность, поскольку базовые принципы ионного двигателя были впервые проверены в 1959 г. в Научно-исследовательском центре им. Глена, а рабочая модель двигателя построена там же в 1970 г.

Начиная с 1980‐х гг. эта замечательная по своей простоте идея время от времени использовалась в небольших масштабах для тонкой корректировки орбит спутников связи, но первым космическим аппаратом с ионным двигателем был «Дип Спейс-1» – экспериментальная автоматическая межпланетная станция, запущенная НАСА в 1998 г., спустя полстолетия после рассказа Уильямсона. В следующем году она совершила пролет мимо астероида Брайль и кометы Борелли. За ним последовал «SMART-1» (2003), летательный аппарат ЕКА, посланный на окололунную орбиту. В данном случае ионизированным газом был ксенон, и его запаса хватило на 7000 часов эксплуатации. Солнечные панели производили более одного киловатта энергии, которой хватало для того, чтобы ионизировать и выбрасывать газ. Запущенный с помощью ракеты-носителя «Ариан-5» из Французской Гвианы, «SMART-1» был выведен сначала на околоземную орбиту, представлявшую собой спираль, медленно разворачивающуюся под действием его собственной крохотной энергии до полного отрыва от земной гравитации. Через тринадцать месяцев, двигаясь по спирали и совершив путь длиной 80 миллионов километров, он достиг Луны, вышел на окололунную орбиту в районе полюсов и совершил обзор лунной поверхности. В завершение полета, в сентябре 2006 г., он был по команде с Земли сведен с орбиты и упал на лунную поверхность. «Аполлону-11» во время его лунной посадочной миссии понадобилось только четыре дня, чтобы достичь Луны, следуя по достаточно прямому курсу, но этот курс составлял только одну двухсотую часть упомянутого расстояния. Однако самая впечатляющая статистика – это статистика расходов: посадить на Луну нечто, очень напоминающее большую стиральную машину, стоило ровно 85 миллионов долларов – цена пары самолетов-истребителей.

В астрономии есть элемент театральности, за что астрономы должны благодарить судьбу, поскольку это неоднократно помогало ослабить ремешок на кошельке государства. Примером этого может служить высадка человека на Луну. Когда НАСА в 2004 г. и в последующие годы подтвердило, что оно руководствуется концепцией исследования космического пространства, разделяемой Джорджем У. Бушем, американские астрономы снова начали протягивать ножки по одежке. Вскоре наметился ощутимый сдвиг в сторону исследований с участием человека, возможным повторением высадки на Луне и вероятным полетом на Марс. Соединенные Штаты создали программу под названием «Концепция исследования космоса» с рассмотрением возможностей роботизированных исследований Солнечной системы, а также с участием человека. Выражалась надежда на то, что она будет включать в себя длительное пребывание на лунной поверхности, роботизированные миссии поиска жизни на спутниках Юпитера, изучение внешних пределов Солнечной системы и пилотируемую экспедицию на Марс.

Ионный двигатель не годится для пилотируемого космического корабля там, где время имеет существенное значение. Другой его недостаток: он зависит от Солнца и должен находиться в пределах разумной досягаемости до него. Будущее, вероятно, принадлежит ядерной энергетике, в которой тепловая энергия реактора будет использоваться для производства электричества прямыми термоэлектрическими или термоионными преобразованиями с использованием полупроводникового оборудования. НАСА вошло в партнерские отношения с Управлением военно-морских реакторов Министерства энергетики в целях разработки и обеспечения «космических реакторов». В этой связи программа, предусматривавшая разработку ядерной двигательной установки для космических аппаратов «Прометей», вызвала большой интерес среди астрономов, и под ее крылом уже приютился многомиллиардный проект под названием «JIMO» (Jupiter Icy Moons Orbiter – Орбитальная станция для изучения системы спутников Юпитера). Цель заключалась в том, чтобы выйти на орбиту вокруг этой гигантской планеты и ее спутников с возможным приземлением посадочных модулей на их поверхность, как это уже делали на Титане космические аппараты «Кассини» и «Гюйгенс». Запуск космического аппарата планировался примерно на 2015 г., но лишь в качестве демонстрации возможности такого полета. Но, кто едет, тот и правит, и даже у НАСА кошелек не бездонный. В 2006 г. было объявлено, что просто для демонстрации миссия «JIMO» является слишком амбициозным проектом. Кто прав, а кто нет – покажет история34.

На протяжении долгой истории теоретических рассуждений о Вселенной на кону всегда стояли важнейшие принципы, весьма далекие от области научного наблюдения. Всегда существовали соображения простоты, гармонии и эстетики, нередко маскирующиеся под философию и зачастую диктуемые прочно усвоенными религиозными верованиями. Например, теории стационарной Вселенной часто обвинялись в том, что они полностью изымают из мира дух целеустремленности и ввергают его в монотонность, беспредельность и бессмысленность. Хотя подобные убеждения обычно не видны в математических уравнениях соперничающих теорий, скрытые предпочтения, содействующие их формированию, часто раскрываются, когда их авторы вступают в неформальную дискуссию. Когда кто-либо настойчиво утверждает, что идея Вселенной, начинающейся с первичного огненного шара и вырождающейся в ничто, по сути, даже менее привлекательна, чем идея стационарной Вселенной, становится очевидно: мы не можем закрывать глаза на роль человеческой души в современной космологии.

Кроме того, часто упускается из виду глубокая потенциальная взаимозависимость между космологией и другими науками. Возьмем теории звездной эволюции: ни одна из них не отрицает того, что объекты, образующие Вселенную, находятся в процессе изменения. Фред Хойл в ретроспективном обзоре, написанном в 1988 г., зашел настолько далеко, что выступил против эволюции в том смысле, который вкладывается космологами в понятие Большого взрыва: «мы совершенно ничего не теряем, поскольку вопрос о том, стала ли та или иная галактика в течение последних [десяти миллиардов] лет чуть ярче или чуть тусклее, чуть больше или чуть меньше, – совершенно неинтересен». «Единственные по-настоящему нетривиальные эволюционные процессы в астрономии, – продолжал он, – связаны со звездами, и как ни странно, эволюция звезд протекает без всякой привязки к космологии». Он считал, что для рассуждения об эволюции в терминах космологии необходимо рассматривать проблемы «сверхастрономического уровня сложности», такие как проблема происхождения биологического порядка; и, по его мнению, для сохранения надежды на возможность решения проблем такого типа может потребоваться теория стационарной Вселенной. Короче говоря, ни один космолог не может позволить себе быть только космологом и больше никем.

Идея о том, что вся космология, вся астрономия, в идеале, должны наладить связь с другими соответствующими науками (и поэтому их истории тоже должны быть взаимоувязаны), – не нова, но во все более усложняющемся интеллектуальном мире принцип разделения труда, как правило, постоянно вынуждает их отделяться. Те, кто пытался в прошлом свести их воедино, часто бывали внедисциплинарными фантазерами, хотя некоторые из них официально обладали высочайшей профессиональной квалификацией: Аристотель, Кеплер, Ньютон, Эйнштейн и Эддингтон совместно образуют непревзойденный квинтет. Универсальность всегда воспринималась как одна из главнейших научных добродетелей. Одним из наиболее замечательных аспектов астрономии XX в. была высокая степень сочетаемости с постоянно увеличивающимся количеством научных направлений. Если сбросить со счетов биологию, то мы видели, как взаимодействовали друг с другом теории гравитации, оптики, электромагнетизма и спектроскопии и как последняя из названных вывела физические рассуждения на субатомный уровень. Начиная с 1930‐х гг. в космологии очень важную роль играла термодинамика, а новые теории строения звезд и превращения химических элементов были бы невозможны без новой квантовой физики. Кроме того, мы упоминали о нескольких попытках объединить физику макромира и микромира посредством фундаментальных физических констант. Начиная с 1960‐х гг. и далее появляется ряд захватывающих идей о совершенно новом способе объединения квантовой физики, релятивистской (гравитационной) космологии и термодинамики. В центре этого нового направления стояла идея черной дыры, связавшая указанные дисциплины самим фактом потребности в каждом из них.

Мы уже дали предварительное представление о черной дыре и привели несколько примеров того, как глубоко оно затронуло эмоции астрономов (этот термин, напомним, придуман только в 1968 г.). Едва ли необходимо напоминать: странные свойства черных дыр можно описать обычными словами, а существенные геометрические понятия могут быть относительно легко переданы посредством аналогий, и все это может привести к путанице. Необходимо обладать хотя бы приблизительным представлением о значении слова сингулярность в том смысле, в котором оно используется в геометрии. Предположим, что одна величина математически зависит от другой, например y может быть равно x² или z может быть равно 1/x. В первом случае построение простого графика указанной зависимости не вызовет никаких серьезных проблем, но во втором случае мы обнаружим, что, когда x обращается в ноль, функция z ведет себя плохо. В данном случае мы можем условно сказать: она «становится бесконечной», когда x обращается в ноль. В других случаях «плохого поведения» может обнаружиться следующее: зависимость, которую мы пытаемся воспроизвести в графической форме, содержит разрывы или мы не можем однозначно определить ее направление. Значения x, являющиеся источником подобных проблем, называют «сингулярностями» данной функции.

Мы сталкивались с одной из разновидностей сингулярности в некоторых релятивистских моделях расширяющейся Вселенной, свидетельствующих (при наивном толковании) о якобы нулевых размерах Вселенной в прошлом. Другой пример приведен Карлом Шварцшильдом в исследовании гравитационного поля, окружающего сферическую массу. Мы кратко обсуждали это применительно к Солнцу в главе 16. (Если выбрать специальные релятивистские единицы измерения, сингулярность Шварцшильда будет находиться на расстоянии двух солнечных масс от центра.) Шварцшильд произвел свои вычисления за полвека до открытия нейтронных звезд, первых объектов, позволивших подвергнуть проверке эти типично эйнштейновские идеи.

В 1924 г. Эддингтон нашел способ избежать указанной проблемы сингулярности в контексте подхода Карла Шварцшильда, хотя и не акцентировал на этом особого внимания. Его прием был прост и заключался в выборе другой системы координат – скажем, если использовать вышеприведенный пример, в замене x другой переменной. Например, если вместо x ввести x + 1, то сингулярность уйдет туда, где ее наличие будет менее проблематичным с точки зрения физики; а если определить x как 1/x, то сингулярность и вовсе исчезнет. Второй вариант может показаться подтасовкой, он и правда выглядит тривиально, но в физической теории совсем необязательно интерпретировать координаты буквально. Например, мы хотели бы определить длину как x, но в некоторых теориях иногда бывает уместнее трактовать ее как нечто, весьма косвенно указывающее на длину. Координаты не являются чем-то сакральным. Это весьма высоко ценили те, кто манипулировал системами координат, применяемыми в космологической модели де Ситтера, и в 1933 г. Леметр впервые подчеркнул этот момент в отношении сингулярности Шварцшильда. Они с Эддингтоном нашли системы координат, позволившие им обойти проблемную область. Позже, в 1950 г., Дж. Л. Синг ввел улучшенную систему координат, а в течение следующего десятилетия по меньшей мере четыре математика сделали то же самое независимым образом.

Их работа позволила получить очень странные выводы, касающиеся «геометрии Шварцшильда». Один из наиболее неожиданных описывал случай, в котором не было центральной «звезды». Вместо геометрии с центральными точечными массами получилось нечто напоминающее кротовую нору, соединяющую две вселенные, и эта кротовая нора могла расширяться и суживаться. В данной книге не представляется возможным заняться детальным изучением этого вопроса, но следует подчеркнуть, что работа, проделанная с геометрией Шварцшильда, весьма четко дала понять: пространственно-временная геометрия обладает множеством странных и неожиданных качеств в случае, когда гравитация становится очень сильной, и это должно приниматься во внимание в физике звезд, коллапсирующих под воздействием гравитации, и в физике черных дыр.

Когда решение Шварцшильда было тщательнейшим образом проанализировано в целях применения его к реальным объектам, выяснилась необходимость его доработки. Большинство звезд вращается и, следовательно, не является – как вращающаяся Земля – идеальными сферами, что предполагалось для центральной массы в анализе Шварцшильда. В 1963 г. новозеландский математик Рой Керр обобщил геометрию Шварцшильда, распространив ее на вращающиеся звезды и вращающиеся черные дыры. Поскольку большинство звезд вращается, вполне естественно предположить, что недавно возникшие черные дыры тоже будут вращаться. Керр получил более общее решение уравнений Эйнштейна, описывающих коллапсирующие вращающиеся объекты. Он обнаружил, что (как и в случае Шварцшильда) горизонт заслоняет от нашего взгляда внутренние области, но в новом случае пространство обладает свойствами, подобными вихрю. Все, чему суждено провалиться в черную дыру, будет кружиться вокруг нее, как в водовороте. В мирах Керра обнаружились сингулярности, еще более странные, чем сингулярности Шварцшильда. В следующем десятилетии Керр и другие исследователи поняли, что его решение не является чем-то из ряда вон выходящим и идеализированным, но применимо ко всем черным дырам, если, конечно, они и правда возникают. Они пришли к выводу, что не существует других способов их обнаружить с помощью наблюдений, кроме как по массам и вращениям. Черные дыры отрезаны от нашего мира и оставляют только гравитационный след во внешнем пространстве. Именно благодаря этому или, скорее, благодаря воздействию, оказываемому ими на близлежащие звезды и газ, у нас еще остается надежда обнаружить их.

Теперь вернемся к астрономии и вспомним об объектах, рассматриваемых в качестве возможного продукта действия во Вселенной только что обрисованного нами релятивистского подхода. Если бы году в 1970‐м мы попросили кого-нибудь из астрономов дать историческую справку и кратко подытожить сложившуюся ситуацию, нам предоставили бы информацию о по меньшей мере пяти разновидностях объектов, четыре из которых никогда не наблюдались впрямую, но их существование следовало из теоретических соображений. Нам должны были бы сказать следующее:

1. Белые карлики, звезды, обладающие радиусом около 5000 километров и массой, соизмеримой с солнечной (еще до 1930 г., напомним, Чандрасекар показал, что их массы должны быть меньше определенного предела, величина которого немного превышает массу Солнца). Их плотность составляет порядка одной тонны на кубический сантиметр. Сжимаясь под действием гравитации, они удерживаются направленным вовне давлением вырожденных электронов, распределенных в соответствии с принципом запрета Паули. (Р. Г Фаулер, вероятно, был первым, кто в 1926 г. принял в расчет такую возможность.) Все ядерные реакции в них останавливаются, и эти звезды постепенно остывают. В 1949 г. С. А. Каплан показал, что теория относительности предсказывает нарушение их стабильности при достижении определенного радиуса – по его данным, 1100 километров.

2. Нейтронные звезды обладают примерно такой же массой, но их радиус значительно меньше, скажем, порядка 10 километров, что приводит к невероятно высоким плотностям – сравнимым с плотностью атомного ядра (около 100 миллионов тонн на кубический сантиметр). Гравитационный коллапс сдерживается двумя силами – давлением нейтронов и силами ядерного отталкивания («сильного ядерного взаимодействия»). Их излучение частично поддерживается за счет внутренней тепловой энергии, и частично – за счет энергии вращения. Как уже говорилось, их существование было теоретически предсказано Л. Д. Ландау (1930), а Бааде и Цвикки (1933–1934) прибегли к ним для объяснения сверхновых. Взрыв сверхновой, как указывалось, является следствием коллапса нормальной звезды в нейтронную. В 1939 г. Дж. Р. Оппенгеймер и Г. М. Волков использовали теорию относительности для подробного изучения этого процесса, в ходе чего заложили основы дальнейшего развития релятивистской теории строения звезд. В 1942 г. Бааде и Минковский выявили среди остатков сверхновой в Крабовидной туманности необычную звезду. Через год после предположения Голда о том, что пульсары – это вращающиеся нейтронные звезды (1968), У. Дж. Кок, М. Дж. Дисней и Д. Дж. Тейлор показали: та же самая звезда является пульсаром, вспыхивающим и гаснущим тридцать раз в секунду. Оставаться устойчивой при такой скорости вращения может только нейтронная звезда, прочно скованная собственной гравитацией. Это окончательно укрепило предполагаемую связь между указанными объектами.

3. Хотя идея черной дыры – области пространства с такой большой концентрацией массы, что из нее не может вырваться даже свет, – обладает долгой историей, будет нелишне указать: основы теории черных дыр в рамках общей теории относительности были заложены только в 1939 г. Это случилось, когда Оппенгеймер и Хартленд Снайдер показали, каким образом происходит коллапс достаточно большой звезды, если термоядерные источники энергии будут исчерпаны. При этом коллапсирующая сфера изолирует себя от всей остальной Вселенной, и возникнет «горизонт», некая «поверхность черной дыры», которая не отражает свет, идущий снаружи, и не выпускает наружу свет самой «сколлапсировавшей звезды». Было признано, что черная дыра не может вступать ни в какое взаимодействие с внешним миром. (Обратим внимание: подобное описание невозможности выхода света из массивного объекта, в котором рассматривались случаи как внутреннего, так и внешнего наблюдателя, радикально отличалось от любого другого описания, приводимого ранее в нерелятивистских теориях.)

4. Сверхмассивные звезды, по задумке Фреда Хойла и Уильяма Фаулера в 1963 г., были очевидными кандидатами на применение новой релятивистской трактовки. Вскоре после этого С. Чандрасекар и Р. Ф. Фейнман разработали теорию пульсации и нестабильности так называемых сверхзвезд. Исходная идея заключалась в том, что их можно сопоставить с ядрами галактик и источниками энергии для квазизвездных объектов, квазаров, отрытых незадолго до этого. Предполагалось, что они состоят из горячей плазмы и обладают меньшей плотностью, чем обычные звезды, удерживая равновесие давлением света – фотонами, почти полностью запертыми внутри. Их вероятные массы оценивались в интервале от тысячи до миллиарда солнечных масс. (Мы неоднократно употребляли ранее слово «плазма» в качестве обозначения газообразной среды, содержащей большое количество свободных положительных и отрицательных электрических зарядов, таких как наша ионосфера, или, как в данном случае, газов, где протекает реакция ядерного синтеза.)

5. Релятивистские звездные скопления – среди скоплений, упакованных настолько плотно, что их поведение невозможно объяснить с помощью ньютоновской физики, также могут найтись свои кандидаты. Они анализировались в 1965 г. Яковом Борисовичем Зельдовичем и М. А. Подурцем. В 1968 г. Дж. Р. Ипсер показал, каким образом скопление, ставшее достаточно большим, может начать коллапсировать с образованием черной дыры. Необходимо отметить, что чем бо́льшая масса пакуется в черную дыру, тем меньше предел минимальной требуемой для упаковки плотности вещества.

Вот и весь перечень, каким он выглядел на 1970 г. или около того. В общем, хотя астроном того времени знал, что каждая звезда, обладающая более чем примерно тремя солнечными массами, теоретически должна коллапсировать с образованием черной дыры, количество упоминаний об этом в астрономической литературе было относительно невелико. Существует множество звезд, о которых достоверно известно, что их массы превышают три солнечные. Создаваемая ими гравитация уравновешивается внутренним давлением, возникающим в результате ядерных реакций, и долгое время считалось само собой разумеющимся, что после остановки ядерных процессов должен произойти взрыв, который сократит центральную массу до величины меньше критической, с вероятным образованием белого карлика. Короче говоря, к черным дырам, как полагали многие, не стоит относиться слишком серьезно.

Не все придерживались такого мнения. В 1964 г. Я. Б. Зельдович и О. Х. Гусейнов начали поиск черных дыр путем выявления в звездных каталогах спектрально-двойных звезд только с одним видимым компонентом. Их массы поддаются оценке, и двое ученых искали такие пары, когда масса невидимого компонента превышала бы три солнечные. Они понимали, что черная дыра, обращающаяся вокруг звезды, должна стягивать на себя ее газ, образуя вихревой поток, набирающий все более и более высокую скорость, а турбулентность разогретого газа должна была порождать периодические вспышки генерируемого при этом рентгеновского излучения. Наиболее вероятным кандидатом представлялся источник рентгеновского излучения Лебедь X-1, поскольку он обращался вокруг другой звезды, как это было в случае некоторых других нейтронных звезд, являющихся источниками рентгеновского излучения, но отличался от них в нескольких важных аспектах. Его рентгеновское излучение отличалось непостоянством, а масса, оцениваемая в более чем шесть солнечных масс, была слишком велика для нейтронной звезды или белого карлика. В течение нескольких лет данные продолжали оставаться в высшей степени неопределенными и шли ожесточенные споры по поводу их интерпретации, но отношение к ним медленно менялось, и сам факт существования этой дискуссии помог создать атмосферу, благоприятную для признания существования черных дыр. Имелись и другие соображения, готовые ворваться в эту полемику, и хотя они пришли из высоких теоретических сфер, вызванные ими последствия оказались совершенно неожиданными. Это касается, например, других способов обнаружения черных дыр.

В 1980‐х гг., параллельно с поисками черных дыр, представляющих собой своеобразные звездные надгробия (это объекты с радиусами, значительно меньше ста километров), начала открываться еще более впечатляющая исследовательская перспектива. Вихри из газа и звезд в центрах многих галактик, как стало ясно, могут окружать черные дыры с массами, превышающими не полдюжины, а много миллионов солнечных масс. Согласно сделанному выводу, их можно уподобить квазарам, и обнаружить по меньшей мере двумя способами: по искривлению света в их окрестностях, что согласуется с общей теорией относительности; и по скоростям движения близкорасположенных звезд и газа. Нашли несколько претендентов, например галактика М87 в скоплении Девы – гигантская галактика, в центре которой, как известно, находится темная масса; и даже наша массивная и хорошо знакомая соседка М31 в созвездии Андромеда часто рекомендовалась для изучения. Радиоастрономы, используя интерферометры (о них мы говорили в главе 18), начали картографировать центры галактик с гораздо большей точностью, чем это можно было бы сделать оптическими средствами (даже с помощью космического телескопа «Хаббл»), и изучать соседнюю галактику NGC 4258; ее газовый диск, вращающийся вокруг центра, свидетельствовал о возможном существовании черной дыры в 36 миллионов солнечных масс. На основании этих данных, которые иногда приписывали действию квазаров, возник вопрос, а не стоит ли нам обратиться к нашей собственной Галактике, где квазары уж точно отсутствуют?

В 1988 г. физик Чарльз Таунс из Университета Беркли (штат Калифорния) с коллегами, в том числе со своим докторантом Рейнхардом Генцелем из Мюнхена, высказали предположение, что в центре нашей Галактики находится массивная черная дыра. Таунс и Генцель оценили массу предполагаемой черной дыры в ядре нашей Галактики в 4 миллиона солнечных масс (впоследствии это значение было снижено до 3 миллионов), основываясь на изучении инфракрасного излучения движущихся вокруг него ионизированных водородных газовых облаков. Сама идея в целом встретила возражения в профессиональных кругах на том основании, что выбранный объект, радиоисточник Стрельца А*, излучал менее одной десятитысячной доли от ожидаемого излучения газа, втекающего в такую громадную черную дыру. В итоге ранние оценки ожидаемого излучения были пересмотрены Элиотом Куатартом (также из Беркли). Согласно его результатам, газ, текущий в направлении черной дыры, не весь проходит сквозь ее горизонт, увеличивая дыру, как считали ранее, бо́льшая его часть образует аккреционный диск и выбрасывается вовне в виде джетов.

В течение более десяти лет сама идея звучала слишком неубедительно для широкого астрономического сообщества, но наконец удалось получить требуемое доказательство. В 2002 г. Генцель с коллегами по Институту внеземной физики Общества Макса Планка в Мюнхене сделал доклад о практически неоспоримом новом подтверждении того, что их команда была права. Используя Очень Большой Телескоп (VLT) Европейской южной обсерватории в Чили, Генцель провел более десяти лет, отслеживая звезду под названием S2, обращающуюся вокруг центра нашей Галактики по орбите с очень большим эксцентриситетом. Только с изобретением системы адаптивной оптики (см. об этом выше на с. 917) оказалось возможным выявлять отдельные звезды с достаточно малыми периодами обращения, что сделало осуществимым проведение подобных исследований в течение относительно короткого времени. Период обращения указанной звезды составлял всего лишь 15,5 года. Теоретически полученная масса объекта, вокруг которого она обращалась, оказалась равна примерно трем миллионам солнечных масс, то есть была в точности такой, как ожидалось. По большой скорости звезды S2, когда она подходила к близким окрестностям радиоисточника Стрелец А*, указанная команда астрономов наконец получила возможность идентифицировать этот объект с черной дырой, находящейся в галактическом центре. Радиус Шварцшильда черной дыры, обладающей массой в 3 миллиона солнечных масс, равен примерно десяти расстояниям от Земли до Солнца, а звезда приближалась к этому объекту на расстояние, превышающее радиус орбиты Плутона примерно в три раза.

Поскольку было известно, что существует еще двадцать или тридцать объектов, движущихся на еще более близких расстояниях от галактического ядра, чем S2, это открытие сразу же породило новую исследовательскую программу с использованием спутниковой инфракрасной интерферометрии (которая на тот момент отсутствовала) для более детального отслеживания траекторий и проведения еще одной проверки общей теории относительности. Есть существенная разница между черными дырами звездной массы и черными дырами в ядрах галактик. Первые достигают чудовищных плотностей в результате коллапса звезд, а это предъявляет особые требования к ядерной физике, которую очень сложно применять при такой степени концентрации. Черные же дыры галактических ядер должны быть не плотнее воздуха. Тем не менее их воздействие на все, что в них попадает, весьма губительно. Вращающаяся черная дыра своими приливными силами растягивает несчастный объект, превращая его в «спагетти». Некоторые ученые осуществили теоретический разбор гораздо более радикальных эффектов, предполагая, что падающий объект врывается в новое пространство, и даже в новую вселенную. Черные дыры служат выходом не только в новые миры, но и в новые космологии.

Черные дыры, вполне возможно, присутствуют в ядрах всех галактик вообще, хотя шансы на открытие большинства из них, по всей видимости, будут долго оставаться близкими к нулю; черная дыра однозначно обнаружена в центре галактики М31 на изображениях, полученных космическим телескопом «Спитцер» в 2005 г. Независимые наземные исследования анонсировали это уже в 1988 г., но центральный темный объект (различимый с гораздо меньшей четкостью, чем в инфракрасном диапазоне с космической платформы) мог быть интерпретирован несколькими противоречивыми способами, которые можно было устранить лишь со временем. Данные 2005 г. позволили оценить массу черной дыры, которая, как сообщалось, оказалась равна 140 миллионам солнечных масс. Это в три раза превысило все самые смелые предварительные оценки.

Мы уже рассматривали в главе 16, как Ян Оорт, основываясь на динамических вычислениях, пришел к выводу о существовании в Галактике и ее окрестностях большого количества невидимого вещества. Десятью годами ранее Джинс выразил мнение, что в Галактике на каждую яркую звезду приходится по три темных; Каптейн тоже говорил о темной материи, хотя не придавал ей особого значения. Мы уже видели, как в середине 1930‐х гг. Цвикки и Синклер Смит пришли к убеждению о преобладании темной составляющей в галактиках. В 1939 г. американский астроном Хорес У. Бэбкок защитил докторскую диссертацию в Ликской обсерватории, установив корреляцию между скоростями вращения и положениями объектов в галактике М31. Он получил такое большое расхождение между значениями ее массы и отношением масса-светимость по сравнению с аналогичными значениями для нашей Галактики (принятыми на тот момент), что ему рекомендовали не публиковать своих результатов, но направление его работы совпадало с направлением Синклера Смита: массы галактик были очевидным образом гораздо больше, чем массы, выведенные из их светимостей. Критика, высказанная на съезде Американского астрономического общества в адрес Бэбкока, оказалась настолько суровой, что оставшуюся часть своей карьеры он посвятил исключительно солнечной астрономии.

В ходе и сразу же после Второй мировой войны к этим нескольким сообщениям о «недостающей массе» не было добавлено почти ничего нового, но оценочное значение массы Галактики постепенно росло, и к 1960‐м гг. многим астрономам становилось все более очевидным (хотя оставались и несогласные), что богатые скопления галактик связаны огромным количеством темной материи, во много раз превышающим наблюдаемую, и что то же самое можно сказать о сверхскоплениях галактик. Зарождающееся новое самостоятельное научное направление постепенно пополнялось другим наблюдательным материалом. Бо́льшая его часть была ориентирована скорее на исключение кандидатов на роль скрытой массы, чем на выявление ее носителей. По-прежнему существовала значительная группа скептиков, часть которых сомневались в точности проведенных наблюдений, другие были готовы оспаривать аксиому, что все области Вселенной расширяются из некоего первоначального состояния одинаковым образом, а третьи предлагали хитроумные модификации теории гравитации Эйнштейна. В 1983 г. израильский физик Мордехай Милгром предложил модифицированный ньютоновский закон обратных квадратов (закон гравитации) в качестве возможной альтернативы гипотезе скрытой массы. Его теория МОНД (модифицированная ньютоновская динамика) получила определенную поддержку главным образом среди тех, кто отказывался признавать превосходство теории Эйнштейна над теорией Ньютона в силу гораздо более широких соображений. Несколько астрономов были готовы повернуть время вспять.

Совсем другая серия доводов исходила из потребности дать объяснение самому факту существования галактик и их скоплений. Почему звезды не заполняют равномерно огромные области пространства, а концентрируются в скоплениях, состоящих из многих сотен галактик? (Это отдаленно напоминает вопрос, который Бентли задавал Ньютону.) Должны ли мы искать истоки современной ситуации во флуктуациях, которые уже присутствовали во Вселенной в первые мгновенья ее существования? Несмотря на признание невероятной сложности объяснения происхождения существующих структур, все соглашались с тем, что правдоподобные теоретические модели гораздо легче получить с темной материей, чем без нее. А путем выдвижения отдельных гипотез о природе этого загадочного вещества, и затем проверкой предложенных моделей наблюдениями, в принципе, можно пролить свет на истинность той или иной гипотезы. Этот подход стал еще более привлекателен с изобретением мощных компьютеров, хотя большинство астрономов полагают: лучший способ поверить – это увидеть. Теоретики же наибольшее внимание уделяли роли черных дыр. Предположение о том, что темная материя – это остатки давно умерших массивных звезд, сталкивалось с некоторыми трудностями: они должны были оставить после себя гораздо больше углерода, кислорода и железа, чем это обнаруживается на самом деле. Удалось предложить способ обойти эту дилемму: в крайне массивных звездах может произойти взрыв, направленный внутрь, и продукты взрыва поглотятся черной дырой. То, что формирование звезд с массами, в сотни раз превышающими массу Солнца, не наблюдается сегодня, требует выдвижения дополнительных гипотез о возможности их существования в отдаленном прошлом. Это отнюдь не обескуражило сторонников указанной идеи, а в 1980‐х гг. к этим остаткам в качестве наиболее вероятного кандидата на роль темной материи добавились коричневые карлики.

К 1990‐м гг. образовалось несколько групп, сфокусировавшихся на проблеме темной материи. В целом с тех пор сложилось два магистральных направления ее решения. Одно из них заключалось в поиске групп объектов под названием MACHO («мачо») – общий термин, охватывающий черные дыры, нейтронные звезды, коричневые карлики или даже белые карлики, а также очень тусклые красные карлики. Действительно, внести свой вклад в решение проблемы темной материи может почти любое обычное (барионное) вещество, не излучающее свет. Это название является акронимом выражения Massive Compact Halo Object (массивные компактные объекты гало), оно было впервые употреблено для обозначения темной материи в галактических гало.

В 1990‐х гг. некоторых центры, производившие поиск MACHO, начали использовать микролинзирование – гравитационное линзирование, производимое не большими сосредоточениями масс в галактиках или галактических скоплениях, а малыми объектами. В Чили французская группа искала их в гало, в то время как польская группа, работавшая в другой чилийской обсерватории, искала эффекты линзирования в направлении центра галактики. Самую инициативную группу возглавлял Чарльз Р. Олкок, британский астроном, работавший в Ливерморской национальной лаборатории им. Лоуренса в Калифорнии. Олкок знал о передовых технологиях, позволявших одновременно следить за движением множества быстродвижущихся объектов, благодаря тому факту, что Ливерморская лаборатория участвовала в программе Звездных войн президента Рейгана. Эта команда подключила мощные компьютеры к самым большим цифровым камерам того времени, используемым в астрономии. Система обработки изображений была установлена на Большом Мельбурнском телескопе в Канберре (Австралия) – восстановленном инструменте, имеющем столетнюю историю. Вообще говоря, сотрудничество в целях поиска MACHO являлось типичным примером превосходного нового стиля аккумуляции международных ресурсов, нацеленного исключительно на интеллектуальную отдачу. На сей раз не было никаких Звездных войн; сотрудничество строилось на взаимодействии австралийских специалистов по компьютерной технике и астрономов, а также физиков из австралийской обсерватории Маунт-Стромло, Европейской южной обсерватории, университетов США, Канады и Великобритании и, конечно, Ливермора.

С помощью самого современного оборудования они имели возможность получать изображения и измерять яркость примерно 600 000 звезд одновременно, а со временем это число выросло до двух миллионов. Данные по микролинзированию собирались в течение восьми лет, начиная с 1993 г. В числе первых положительных результатов были изображения микролинзирования, произведенные объектами из гало нашей Галактики, они искривляли лучи света, идущие от звезд Большого Магелланова Облака, когда оказывались в точности на луче зрения звезды. В зависимости от массы MACHO и его расстояния от нас, период усиления блеска далекой звезды может длиться дни, недели или месяцы. На деле, не прошло и года, как исследовательская группа провела наблюдение, обычно рассматриваемое в качестве первого неоспоримого доказательства существования темной материи. За восемь лет они зарегистрировали более 400 событий линзирования, но в ходе этой работы становилось все более очевидным, что MACHO – это лишь малая часть всей темной материи Галактики.

Согласно одному из их утверждений, обнаруженный уровень проявления микролинзирования достаточно высок для того, чтобы приписать по меньшей мере 20 процентов темной материи Галактики объектам MACHO с массами порядка 0,5 солнечной массы. Такое значение массы предполагало, что подобными объектами могли бы быть белые или красные карлики, но поскольку они все же излучают свет, их можно было бы обнаружить с помощью космического телескопа «Хаббл», однако это сделать не удалось. Другая группа – проект EROS2, – обладавшая более чувствительным оборудованием, не смогла подтвердить заявленное количество событий микролинзирования. Телескоп «Хаббл» показал, что около 6 процентов гало нашей Галактики состоит из коричневых карликов. Проблема недостающей массы очевидным образом не могла быть полностью разрешена никакими из указанных типов MACHO. Это само по себе оказалось важным открытием, но коллективу можно было поставить в заслугу и два других важных результата. Распределение MACHO, зарегистрированное ими в направлении центра Галактики, предоставило новые количественные данные, внесшие вклад в пересматриваемую схему спиральной структуры Галактики. Однако, по всей видимости, наиболее впечатляющим достижением этого коллектива стал громадный массив количественных данных по переменным звездам, во много раз превышающий весь объем собранного другими астрономами на протяжении всей истории.

В тот же период к доводам, следующим из наблюдений, добавились космологические аргументы, поставившие под сомнение вероятность того, что поиск обычного барионного вещества способен исчерпывающим образом решить проблему темной материи. (Барионы – это класс субатомных частиц, включающий протоны, нейтроны и некоторые неустойчивые, более тяжелые частицы, называемые гиперонами. Этот термин произошел от греческого слова «тяжелый», какими и являются указанные частицы по сравнению с частицами других основных групп в физике элементарных частиц. Барионы участвуют в сильном ядерном взаимодействии и подчиняются принципу запрета Паули.) Предполагалось, что в первые минуты существования Вселенной все имеющиеся барионы принимали участие в ядерных реакциях, в результате чего появились водород, гелий и литий, наблюдаемые сегодня в самых старых звездах. Однако расчетное значение задействованных барионов (как следует из наблюдений современной распространенности элементов) недостаточно для объяснения наблюдаемой динамики галактик и их скоплений. Отчасти по этой причине некоторые космологи отказались видеть в этих и других типах MACHO, вроде черных дыр, нейтронных звезд и коричневых карликов представителей темной материи и начали более подробно развивать прежние рассуждения о существовании разнообразных экзотичных частиц.

После 1979 г., когда В. А. Любимов из Москвы заявил, что измерил массу нейтрино, все внимание было на какое-то время приковано к этим частицам. Масса покоя нейтрино, как считалось прежде, равна нулю, а потому оказываемое им гравитационное воздействие незначительно. Хотя величина, полученная Любимовым, оказалась очень мала, тот факт, что на каждый атом Вселенной приходятся сотни миллионов нейтрино, означал следующее: к ним следует отнестись серьезно, и они продолжали привлекать внимание даже после того, как результаты Любимова были опровергнуты или по меньшей мере пересмотрены. Привлекательность нейтринной гипотезы заключалась в том, что эти частицы движутся очень быстро, и с их помощью можно объяснить сглаживание любых неоднородностей, которые могли бы иметь место в распределении остальной материи на самых ранних стадиях существования Вселенной. Двигаясь с высоким разбросом скоростей, они позволяют получить решение «горячей темной материи» (ГТМ) для образования галактик: нейтрино зарождаются в плотных областях, но флуктуации, сглаживаемые их движением, обладают меньшим масштабом, чем сверхскопления. Затем последние раздробляются на галактики. Этому варианту противопоставляется вариант «холодной темной материи» (ХТМ), в котором все эволюционирует в сторону иерархического роста. Наблюдения оказались неблагосклонны к ГТМ. Они показали, что скопления с большими красными смещениями, то есть относящиеся к более отдаленному прошлому, – редки. Вследствие этого с конца 1980‐х гг. все внимание было обращено к теориям ХТМ.

Не только нейтрино привлекало к себе всеобщее внимание. В разные времена предлагалось более двадцати видов других частиц. Многие из них – целиком гипотетические, и большая их часть обладала необычными названиями и свойствами, которые невозможно охарактеризовать вкратце. В их числе были бино и дино, инфлатоны и преоны, фотино и глюино, хеджхоги и космионы и дюжины других частиц со столь же образными названиями, причем некоторые из них являлись синонимами, а это сильно запутывало дело. Многие из этих частиц собирательно обозначили общим названием WIMPs («вимпы»). (Не следует упускать из виду – акронимы MACHO и WIMP дополняют друг друга. WIMP является более ранним термином.)

Чтобы считаться WIMP, требуется обладать определенными базовыми характеристиками. WIMP (Weaky Interacting Massive Particles – слабовзаимодействующие массивные частицы) – это (если они вообще существуют) частицы, участвующие в слабом ядерном и гравитационном взаимодействиях, а также, возможно, в других слабых взаимодействиях, но не участвуют в электромагнитном взаимодействии. Последнее требование гарантирует то, что их невозможно «увидеть» непосредственно, то есть в обычных электромагнитных диапазонах – визуальном, радио- и т. д. Поскольку мы обладаем возможностью более или менее непосредственно выявлять их по сильному взаимодействию с ядрами, от них требуется также не участвовать в сильном ядерном взаимодействии. По сравнению с обычными частицами, они должны обладать большими массами или быть чрезвычайно многочисленными – первостепенное значение имеет их огромный вклад в массу Вселенной. Поскольку они темные, невидимые и не взаимодействуют с обычной материей, их большая масса должна обеспечивать им относительно медленное движение, а значит и низкую температуру. (Подобная теория ХТМ является более перспективной для решения указанной проблемы, чем ГТМ, отклоненная в силу несовместимости со структурой, образуемой галактиками в большом масштабе.)

Поскольку WIMP могут взаимодействовать с прочей материей только гравитационными и слабыми силами, их очень трудно обнаружить. То, каким образом решается вопрос обнаружения, зависит от частных подробностей используемой теоретической модели. В каждой модели, как правило, есть множество вариантов, поэтому не может идти и речи о том, чтобы начать перечислять здесь все эти теории, не говоря уже о разборе их содержания. (Эта тема является одной из наиболее активно разрабатываемых в современной астрономии, и каждый год ей посвящаются сотни научных публикаций.) Было выдвинуто много предложений относительно астрофизической и экспериментальной проверки, и кое-какая работа уже началась. Например, предполагается, что захват WIMP Солнцем или аннигиляция их в недрах Земли порождают другие частицы, включая нейтрино, которые, в свою очередь, могут быть зарегистрированы такими инструментами, как японский детектор Супер-Камиоканде (см. об этом выше на с. 822). Проходят апробацию и другие технические приемы, включая использование сцинтиллирующего вещества, способного производить световые импульсы, если какой-нибудь атом испытает воздействие WIMP. Один из таких детекторов построен в Италии, и уже сделаны предварительные заявления о том, что ожидаемые типы сигналов зарегистрированы, но они не были подтверждены другими группами исследователей.

Удалось открыть другой подход, кардинальным образом отличавшийся от описанных выше. Он основывался на допустимой теории формирования галактик и определенном типе (или комбинации типов) темной материи, отвечающем ее требованиям. В начале 2006 г. коллектив Института астрономии в Кембридже, возглавляемый Джерри Гилмором, объявил о новых находках, потребовавших пересмотра многих прежних предположений, даже тех, которые касались образования галактик. Использовав данные нескольких самых больших телескопов, включая телескоп VLT в Чили, указанная группа исследователей изготовила подробные трехмерные карты двенадцати карликовых сфероидальных галактик, расположенных вблизи нашей Галактики, для того чтобы, используя движения входящих в них звезд, количественно оценить распределение и массу темной материи внутри и вокруг этих галактик. Некоторые из полученных результатов оказались абсолютно неожиданными.

Выяснилось, что количество темной материи в указанных галактиках примерно в четыреста раз превышает количество обычной. Еще более удивительной оказалась скорость частиц темной материи – около 9 километров в секунду, что эквивалентно температуре порядка 10 000 К. Если эти сведения подтвердятся, то существование такой горячей темной материи повлияет на механизмы образования галактик и их скоплений, создавая более благоприятные условия для формирования крупных, а не малых галактик. Согласно существовавшему до этого наиболее распространенному мнению, этот вопрос следовало рассматривать иначе. Вблизи от центра карликовой сфероидальной галактики в созвездии Малая Медведица указанная группа исследователей обнаружила группу медленно движущихся звезд, интерпретировав их как остатки шарового скопления. Согласно получившей самую широкую поддержку космологической модели ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter – лямбда-член и холодная темная материя), плотность темной материи должна быстро расти в направлении галактического центра, что в данном случае должно привести к рассеиванию указанного звездного скопления.

До того как были определены внешние границы этих карликовых галактик, их общая масса оставалась неизвестной, но первые признаки (основанные на медленном движении наиболее удаленных звезд в галактиках) были таковы, что темная материя не простирается далеко за их пределы, как об этом думали ранее. Другой вывод этого исследования состоял в следующем: наша Галактика обладает гораздо большей массой, чем считалось ранее, и теперь ее следует квалифицировать как самую большую галактику в Местной группе – больше, чем галактика М31 в Андромеде. Мы недооценивали своей весомости.

Черные дыры были предметом интенсивного математического изучения до того, как астрофизики полностью осознали, насколько они важны. Не желая оказаться на вторых ролях, 72-летний Чандрасекар опубликовал 667-страничную книгу, посвященную этой теме: «Математическая теория черных дыр» (1983). Количество людей, вовлеченных в эту деятельность, было велико, но исходя из соображений краткости мы сосредоточим внимание лишь на трех выдающихся специалистах: Якове Борисовиче Зельдовиче, Роджере Пенроузе и Стивене Уильяме Хокинге. Зельдович работал в Институте химической физики Академии наук СССР в Москве. Будучи человеком огромной энергии, он возглавил коллектив очень талантливых молодых физиков, работавших над проблемой черных дыр, и особенно над их взаимодействием со светом. В начале 1960‐х гг. они исследовали черные дыры, используя методику, специфика которой угадывалась по названию, придуманному ими впоследствии: «застывшие звезды», то есть звезды, сжимающиеся до полной остановки их радиусом Шварцшильда.

Пенроуз был прикладным математиком и работал в рассматриваемое время в Бирбек-колледже Лондонского университета. (Он проводил исследования в университетском колледже, позже работал в Кембридже, а затем уехал в Соединенные Штаты.) Около 1965 г. он показал, каким образом можно ввести новые виды координат («координаты Эддингтона – Финкельштейна»), в которых коллапс звезды не замедляется, а продолжается вплоть до сингулярности – области нулевого объема с массой, обладающей бесконечной плотностью, – оставляя позади себя «горизонт» радиуса Шварцшильда. Именно этот тип формализма послужил Джону Уилеру стимулом для того, чтобы выбрать для описания искривленного и пустого пространства-времени, оставленного под горизонтом, название «черная дыра».

В то же самое время Деннис Сиама возглавлял группу, проводившую исследования в области теории относительности и космологии на кафедре прикладной математики и теоретической физики в Кембридже. Он-то и предложил Пенроузу заняться космологическими вопросами. В числе докторантов Сиамы были Джордж Эллис из Южной Африки, Стивен Хокинг, Брэндон Картер и Мартин Рис. Кроме того, в это время в Кембридже находились Хойл и Нарликар, и коллектив Сиамы поддерживал тесные контакты с Бонди, Пенроузом и другими специалистами, находившимися в Лондоне. Именно после возвращения из Лондона Хокинга посетила мысль, придавшая его докторской диссертации столь высокую ценность. В ней он использовал так называемую теорию сингулярности Пенроуза, но не для отдельной звезды, а для всей Вселенной. Основная идея заключалась в том, чтобы обратить время вспять и рассмотреть точечную сингулярность Пенроуза как начало Вселенной, а не как завершение коллапса звезды.

В 1970 г. Хокинг и Пенроуз написали совместную статью, где утверждали, что всякая Вселенная, испытывающая расширение, как и входящая в нее материя, которую мы наблюдаем, должна начинаться с сингулярности. Сначала это не получило широкой поддержки, но постепенно на их сторону перешло большинство членов космологического сообщества. Однако позже, когда Хокинг нашел способ задействовать квантовую механику – теорию микроскопических масштабов, – он изменил свою позицию по вопросу об исходной сингулярности.

До переезда в Кембридж (1962) Хокинг изучал физику в Оксфорде. Когда он приступил к написанию докторской диссертации, выяснилось, что поразившая его болезнь моторных нейронов – боковой (латеральный) амиотрофический склероз, или БАС, – прогрессирует и вскоре он почти полностью потеряет способность говорить и двигаться. Последовавшая за этим битва с судьбой достойна внимания сама по себе, но одновременно с этим он осуществил несколько самых блестящих научных прорывов XX столетия, снискавших ему широкое признание. В 1979 г. он унаследовал Лукасовскую кафедру в Кембридже, которую в свое время получил Ньютон, и вскоре стал одним из известнейших научных деятелей своего времени.

В 1960‐х гг. существовала теория динамики, разработанная для черных дыр, одним из главных лидеров этого направления является специалист в области математической физики Вернер Израэль. Родившийся в Берлине, выросший в Южной Африке, Израэль получил высшее образование в Ирландии, работая при этом в Канаде. В 1967 г. он объяснил некоторые физические свойства черных дыр, но рассматривал только статичные решения. Как он полагал, они должны быть сферическими и породить их могут только сферические коллапсирующие объекты. Согласно утверждению Пенроуза и Уилера, требование абсолютной сферичности не является строго обязательным, поскольку в ходе сжатия неправильная звезда будет распространять гравитационные волны и становиться все более сферичной до тех пор, пока действительно не образует абсолютно правильную сферу.

Израэль показал, что коллапсирующие звезды могут обладать внешними полями (гравитационным и электромагнитным), создаваемыми их массами и зарядами. Картер (в 1970) и Хокинг (в 1971–1972), работавшие в Кембридже, модифицировали и расширили этот принцип, добавив в качестве третьего свойства угловой момент и показав, что форма поверхности не обязана быть сферической. У черных дыр, как показали все трое, не может быть других характеристик, кроме перечисленных. Согласно популярной фразе того времени, «у черных дыр нет волос», по которым их можно было бы отличить. Например, химическая природа попадающего в них вещества перестает быть актуальной для тех, кто изучает их снаружи.

Шансы обнаружить черные дыры представлялись крайне низкими, и тем не менее даже в этом случае они могут составлять значительную часть Вселенной. В 1966 г. Зельдович и Новиков писали: то, что сегодня называется черными дырами, может образоваться в виде возмущений материи Вселенной в момент начала ее расширения. Черная дыра может обладать любой массой: чем меньше масса, тем больше должно быть давление, но, согласно теории, огромные давления – не проблема для ранней Вселенной. Как они полагали, к настоящему моменту некоторые из первичных черных мини-дыр могут поглощать материю и излучение в таких масштабах, что их масса, возможно, сопоставима с массой миллионов галактик. А другие, как позже, в 1971 г., заявил Хокинг, могли остаться без изменений и по-прежнему обладать массой порядка нескольких миллионных долей грамма.

В 1969 г. Пенроуз показал, что черная дыра может терять энергию, замедляться и, таким образом, генерировать электромагнитное излучение – свет, радиоволны и т. д. А как насчет ее размеров? В ходе поиска ответа на этот вопрос в конце 1970‐х гг. Хокинг сделал одно из своих наиболее плодотворных открытий. Если из черной дыры ничего не может выйти, то полная площадь поверхности ее «горизонта» не может уменьшиться; и если что-то – вещество или излучение – попадет в нее или если она объединится с другой черной дырой, то поверхность возрастет. На первый взгляд, это утверждение выглядит вполне безобидно, однако, по мнению Хокинга, оно приводит к драматическим последствиям.

Процессы, происходящие в области, прилегающей к черной дыре, напоминают характер поведения физической величины энтропии, которая обсуждалась в главе 16 (см. с. 731). Это понятие, если использовать его совместно с другими понятиями – такими, как температура, давление, тепловая энергия и т. д., – характеризует состояние системы. Энтропия может быть измерена через тепловую энергию, требуемую для того, чтобы перевести систему из заданного состояния в рассматриваемое. И наоборот, ее можно рассматривать как меру «качества» тепловой энергии, то есть как количество энергии в системе, способное совершать полезную работу. По-другому энтропию можно определить как меру беспорядка, существующего, например, среди атомов, из которых состоит система. (Этой интерпретацией часто злоупотребляют. «Энтропия» – это четко определенное научное понятие, а такие термины, как «порядок», «беспорядок», «организованный» и «неорганизованный», обладают столь же широким спектром значений, как девизы на студенческих футболках.) Второй закон термодинамики гласит, что энтропия замкнутой системы (не взаимодействующей с окружающей средой) никогда не уменьшается, или – используя другой подход – вероятность ее уменьшения чрезвычайно мала. Это обобщение закона, согласно которому тепло не может самопроизвольно переходить от холодного тела к горячему. Без вмешательства извне вода в стакане не может ни с того ни с сего закипеть в одной его части и заледенеть в другой, черпая оттуда энергию для кипения. Существует малая вероятность того, как могут сказать некоторые, что это произойдет, но все согласятся – величина этой вероятности ничтожна. Откройте флакон с духами в одном углу комнаты, и через час молекулы духов будут ощущаться по всей комнате. Вероятность того, что спустя какое-то время все они одновременно вернутся в свое исходное высокоорганизованное состояние – внутрь флакона, – невероятно мала и ею можно пренебречь. Энтропия системы возросла.

Возникновение представлений о вероятности обычно не рассматривают в контексте астрономических тем, но она имеет большое значение в астрономии как больших, так и малых масштабов. Вероятностные доводы ввел в термодинамику Джеймс Клерк Максвелл в 1871 г., но в представленном здесь кратком очерке мы начнем с работ Людвига Больцмана середины 1870‐х гг. и его ответа на затруднение, обозначенное ранее Уильямом Томсоном и Йозефом Лошмидтом. Существующие законы механики, как они указали, обратимы во времени, то есть для них не существует асимметрии в отношении времени, а это сильно отличается от термодинамической стрелы времени. Но разве не механические законы лежат в основе законов термодинамики? Как случилось, что последняя дисциплина обладает асимметрией относительно переменной времени? Объяснение Больцмана заключалось в следующем: крупномасштабные системы являются агрегатами микросостояний, каждое из которых следует рассматривать как равновероятное. Затем он определил энтропию системы как некую (логарифмическую) функцию вероятности ее макроскопического состояния, зависящую, в свою очередь, от числа микросостояний. Если принять это определение, то второй закон перепишется в следующем виде: термодинамическая система стремится эволюционировать в направлении наиболее вероятных состояний. Уменьшение энтропии более не считается невозможным, но является всего лишь очень маловероятным. Например, Солнце каждый день излучает в окружающее пространство энергию, равную 3,5 × 10³¹ джоулям, вырабатываемую в его ядре посредством ядерных реакций, и в свое время погибнет, сильно увеличив в ходе этого процесса энтропию Вселенной. Вероятность того, что джин вернется в бутылку, и энергия – в Солнце, не вызовет поддержки ни у кого. Нет нужды говорить, что такое поведение бесчисленных умирающих солнц во Вселенной значительно способствует наступлению предсказанной Гельмгольцем тепловой смерти.

Так обстоят дела с солнцами, но действительно ли черные дыры нарушают второй закон термодинамики? Что будет, если в черную дыру попадет материя с определенным значением энтропии? Энтропия вне черной дыры должна будет уменьшиться. А внутри? Мы не можем заглянуть внутрь, но возможно ли найти какой-нибудь косвенный способ решения этого вопроса? Принстонский аспирант Яков Бекенштейн предположил, что площадь горизонта событий черной дыры может быть мерой ее энтропии. Поскольку с попаданием материи в дыру последняя будет только расти, нам следует задуматься о том, как сохранить второй закон термодинамики для всей системы.

Хокинг возразил на это так: если черная дыра обладает энтропией, то она должна обладать и температурой, а значит испускать излучение. Но, согласно стандартному определению, черные дыры ничего не излучают. В 1972 г. Хокинг вместе с Картером и другим американским коллегой Джеймсом Бардином пренебрежительно отозвался об идее Бекенштейна, но впоследствии увидел, как ее можно использовать. До посещения Москвы в 1973 г. Хокинг ничего не знал о доказательстве Я. Б. Зельдовича и А. А. Старобинского, опубликованном в 1971 г., что вращающаяся черная дыра может порождать и испускать частицы. Когда впоследствии Хокинг попытался подправить математику этого доказательства, он, к своему «удивлению и разочарованию» обнаружил: даже невращающаяся черная дыра должна в непрерывном режиме порождать и испускать частицы. Сначала он подумал о вкравшейся в его работу ошибке, но затем сообразил, что излучение составляет в точности то значение, которое требует термодинамика, то есть необходимое для предотвращения нарушения второго закона. Черная дыра ведет себя таким образом, как будто бы она обладает температурой: чем больше ее масса, тем меньше температура.

Хокинг объяснял эту утечку через, казалось бы, безупречную охранную систему черной дыры тем, что частицы рождаются в непосредственной близости от горизонта событий. Там действуют электрические и магнитные поля, которые обычно считаются нулевыми, но не в квантовой механике. В квантовой механике «принцип неопределенности» Гейзенберга (1927) лишает нас возможности одновременно и с полной точностью определить положение и импульс частицы. Чем точнее мы знаем одну величину, тем более неопределенной становится другая. В том же году Нильс Бор (в своем принципе дополнительности) распространил его на другие аспекты физических состояний, полученных путем эксперимента. В случае черных дыр существует предельный минимум неопределенности величины поля. Хокинг предложил интерпретировать квантовую флуктуацию величины поля в виде одновременного появления пар частиц света (или гравитации), движущихся раздельно, а затем (при воссоединении) аннигилирующих друг с другом. Однако в некоторых случаях одна из двух «виртуальных частиц» – частица или ее «античастица» – может быть захвачена черной дырой, и если вторая окажется не захваченной и у нее будет положительная энергия, она может ускользнуть. В данном случае будет казаться, что она вылетела из черной дыры, и поскольку частица с отрицательной энергией, которая проникла в черную дыру, уменьшит массу последней, иллюзия (если это слово уместно для описания аспектов теоретической дискуссии) обретает завершенный вид – черная дыра излучает частицы.

По мере того как черная дыра теряет массу, ее температура возрастает, а излучение усиливается. Судя по всему, этот процесс протекает с ускорением до тех пор, пока не произойдет финальный взрыв необычайной разрушительной силы. Есть возможность рассчитать то, что может быть названо «временем испарения» таких объектов, и в случае черной дыры с массой, равной массе Солнца, оно во много раз превысит предполагаемый возраст Вселенной. С другой стороны, первичные черные дыры, о возможности существования которых говорили Зельдович и Новиков, могут завершать свое испарение в наши дни, если их массы не превышали примерно один миллиард тонн. Дыры с большей массой могут по сей день обильно излучать рентгеновские и гамма-лучи – черные, но раскаленные до бела дыры, как отозвался о них Хокинг. Его вычисления, основанные на наблюдениях фонового излучения в гамма-диапазоне, установили верхний предел этого явления, если оно действительно существует. Выяснилось, что первичные черные дыры не могут составлять более одной миллионной части материи Вселенной, хотя, согласно ожиданиям, они сосредоточены вблизи больших масс, таких как центры галактик. В данном контексте интенсивность и природа гамма-излучения становится вопросом, приобретающим особое значение. Если ранняя Вселенная была в большой степени неоднородна, она могла произвести много больше первичных черных дыр, чем устанавливает приведенный выше предел. Предполагается, что однородная, изотропная Вселенная, находящаяся под высоким давлением, произведет меньше дыр, чем неоднородная при меньших давлениях.

Когда Хокинг впервые попытался обсудить эти идеи со своими коллегами, то столкнулся с общим недоверием, но после начального периода скептицизма они получили широкое признание. Вытекающие из них следствия оказались необычайно важны, поскольку до этого предполагалось: черная дыра – это, если можно так выразиться, воронка с односторонним движением в другой мир. Как стало ясно после работы Хокинга, существует процесс космического кругооборота, осуществляющийся через их посредничество. С более широкой теоретической точки зрения с появлением работ Хокинга, можно сказать, произошло нечто еще более фундаментальное: была модифицирована (или расширена) сама общая теория относительности, в том смысле, что теперь квантовая физика могла использоваться для устранения некоторых сингулярностей, предсказываемых теорией относительности. Но не возродятся ли они в полностью объединенной квантовой теории гравитации?

Начиная с 1975 г. Хокинг обратился к проблемам квантовой гравитации, использовав подход так называемого «интеграла по траекториям» (или «суммирования по путям»), изобретенный американским специалистом в области математической физики Ричардом Филлипсом Фейнманом. Он утверждал: вместо предположения о том, что отдельные частицы (как мы обычно это делаем) обладают единственной историей, которая определяет их путь в пространстве в тот или иной момент времени, необходимо рассматривать все возможные пути, могущие придать им ту или иную траекторию при перемещении в пространстве-времени. Однако не все из этих путей равновероятны, и возникает нужда в способе расчета вероятностей с использованием правил квантовой механики. С каждым «путем» связаны два числа, одно из них обозначает амплитуду волны, а другое – ее фазу, и в каждой точке пространства-времени вероятность обнаружить частицу именно в ней определяется суммированием всех волн со всеми возможными путями. В большинстве мест вероятности (говоря точнее, амплитуды вероятностей) более или менее компенсируются, но существуют места, где они существенно возрастают. В качестве примера: есть очень высокие вероятности того, что электрон, обращающийся вокруг ядра какого-либо атома, окажется на одной из строго определенных орбит – тех самых орбит, которые уже были вычислены физиками.

В теории гравитации Эйнштейна, напомним, свободная частица следует вдоль геодезической линии экстремальной длины в искривленном пространстве-времени, которая является эквивалентом прямой линии в евклидовом пространстве – кратчайшим расстоянием между двумя точками. В данном случае применение подхода суммирования по путям Фейнмана является тем, что связывает однозначно трактуемую траекторию отдельной частицы со всем пространством-временем и со всей историей Вселенной. Как мы видели, в классической общей теории относительности были разработаны различные модели для описания истории Вселенной, исходя из ее исходного состояния. В новой теории квантовой гравитации Хокинга мы не можем определить конкретного пути зарождения Вселенной, хотя вероятности одних полученных решений будут больше, чем вероятности других.

Если Вселенная чем-то похожа на черную дыру, то все может быть представлено как расширение из исходной сингулярности (обычно называемой «началом времени»). По истечении определенного времени все может снова сколлапсировать; это обычно образно называют Большим хлопкóм, заканчивающимся «концом времени» и являющимся зеркальным отражением Большого взрыва. В типовых моделях, как тогда считалось, нет никаких границ, равно как и пространственного структурирования: эти модели были конечны в пространстве и не имели границ, наподобие того, как двумерное пространство поверхности мяча одновременно конечно и безгранично. Однако Хокингу не нравился сам факт вероятного существования временны́х границ. Видимо, это не отвечало его эстетическим запросам. Как бы то ни было, следствием стало несколько проверяемых прогнозов.

Демонстрация того, каким образом можно упразднить временные границы, требует тщательного математического описания, но Хокинг привел яркую аналогию с параллелями на глобусе Земли. Они, как предполагалось, наглядно символизируют пространственные размеры Вселенной, а расстояние от Северного полюса изображает время. Вселенная рождается из точки (Северного полюса) и растет как параллель, пока не достигнет экватора, после чего начинает сокращаться, пока не достигнет Южного полюса, в котором она снова становится точкой. На полюсах размеры Вселенной равны нулю, но они не являются сингулярностями или сингулярны в той же мере, как и полюсы Земли. Это делается для того, чтобы представить Вселенную абсолютно самодостаточной и, если можно так выразиться, без каких-либо краев и границ. Данная модель не предусматривает ни отрицательного времени, ни времени до Большого взрыва, ни времени после Большого хлопкá. Но приемлема ли она?

Приняв это «безграничное» допущение, Хокинг обнаружил (примерно в 1981 г., а более точно – в 1982 г. в соавторстве с Джеймсом Хартлом из Калифорнийского университета), что из всех историй развития Вселенной можно выделить отдельную группу, обладающую гораздо большей вероятностью, чем остальные. Согласно полученному расчету, существует очень высокая вероятность того, что нынешний темп расширения Вселенной почти одинаков по всем направлениям – результат, который, казалось бы, должен следовать из наблюдений за микроволновым фоновым излучением. Это привело к открытию величин и последствий отклонений от однородной плотности на ранних стадиях развития Вселенной. Принцип неопределенности предполагал отсутствие полной однородности в самом начале (десять или двадцать миллиардов лет назад) и то, что в ходе расширения исходные неоднородности будут только нарастать, то есть исходные флуктуации могут привести к возникновению облаков, звезд и галактик и – в качестве пустячной интермедии – человеческих существ. Могут ли астрономы каким-нибудь образом обнаружить эту первичную грануляцию материи, которая делает Вселенную столь интересным местом?

Подходящим ключом к обнаружению первичных неоднородностей стало микроволновое фоновое излучение, которое, как выяснилось, позволяет определенным образом выявить эту рябь – остаточный продукт Большого взрыва. Начиная с 1970‐х гг. к поиску этих неоднородностей прилагались немалые усилия, и нередко звучали заявления, почти сразу же отвергаемые астрономами после некоторого обсуждения. Не вызывает никаких сомнений, что существует масштабная неоднородность в распределении галактик, и наряду с этой более узкой проблемой здесь очевидным образом присутствуют две другие проблемы, которые должны быть как-то связаны друг с другом.

Наша Галактика содержит звезды и газ, сосредоточенные главным образом во вращающемся диске, с наибольшей концентрацией в его центральном балдже, считающемся промежуточным пунктом на пути к громадной черной дыре. То же самое можно сказать и о других галактиках, на каждую из которых приходится в среднем куб пространства с длиной стороны около 10 миллионов световых лет. (Наш ближайший галактический сосед, галактика М31 в Андромеде, отстоит от нас примерно на 2 миллиона световых лет. Небольшая спиральная галактика М33 – чуть ближе.) Однако они распределены не случайным образом, и нас окружает скопление, состоящее примерно из двадцати галактик (Местная группа)35, расстояния между которыми исчисляются несколькими миллионами световых лет. Не следует игнорировать гравитацию, проявляющуюся на таких расстояниях: например, М31 движется в нашем направлении под воздействием гравитации со скоростью около 100 километров в секунду. Некоторые скопления гораздо более многочисленны. Наша Местная группа находится неподалеку от гораздо большего скопления в Деве, насчитывающего порядка двух тысяч членов и представляющего собой физический центр нашего Местного сверхскопления. (Последнее иногда называют Сверхскоплением Девы.) Его огромная масса воздействует на все галактики и группы галактик, но сильнейшей гравитации скопления в Деве достаточно для того, чтобы разогнать членов своей группы до скоростей, превышающих 1500 километров в секунду по отношению к центру масс. В последнюю четверть XX в. много внимания уделялось сложной динамической структуре всех этих огромных, но неоднородных совокупностей галактик.

В 1975 г. Г. Чинкарини и Х. Дж. Руд заявили, опираясь на проведенное ими исследование, что им удалось обнаружить неоднородное распределение материи в единице объема размером около 20 миллионов световых лет. На съезде МАС, состоявшемся в 1977 г., несколько астрономов сообщили, что нашли области пространства, почти лишенные галактик, – пустоты (так называемые «войды»), имеющие несколько сотен миллионов световых лет в поперечнике. Годом позже С. А. Грегори и Л. А. Томпсон получили доказательства существования относительно пустой области пространства вокруг большого семейства галактик (в общей сложности – более трех тысяч), известного как Сверхскопление Волос Вероники. (Здесь есть определенная путаница в наименованиях: надо иметь в виду, что указанное сверхскопление состоит в основном из двух меньших скоплений – Волос Вероники и Льва. Они получили свои имена по названию созвездий, где их обнаружили.) Постепенно стала выстраиваться некоторая картина мира галактик, оказавшегося и правда довольно комковатым, и в конце 1980‐х гг. стало казаться, будто их распределение напоминает нечто вроде мыльных пузырей – иногда больших, иногда маленьких, в каждом из которых галактики располагаются на поверхности пузыря, оставляя внутреннее пространство относительно пустым. Впервые детальная структура этой трехмерной картины была подробно проработана Маргарет Геллер, Джоном Хакра и Валери де Лаппарен из Гарвард-Смитсоновского астрофизического центра. Одна из любопытных структур, впоследствии ими обнаруженных, – «Великая стена» галактик, слоистое образование, покрывающее огромную площадь, но при этом удивительно тонкое (см. ил. 246). Когда они впервые обнаружили его, были высказаны серьезные сомнения насчет того, возможно ли, чтобы гравитация позволила выстроить такое большое образование, и аналогичные сомнения возникли насчет еще большей структуры, обнаруженной в Слоановском цифровом обзоре неба, законченном в 2005 г., в котором представлена карта миллиона галактик, охватывающих четверть неба, видимого из обсерватории Апач-Пойнт в Нью-Мексико. В итоге и в том и в другом случае сомнения были развеяны посредством компьютерного моделирования. Нет нужды говорить, что Слоановская Великая стена вызвала интерес у астрономов и математиков всего мира. Размер, безусловно, имеет значение.

246

В 1988–1989 гг. Маргарет Геллер и Джон Хакра изучали данные, полученные в результате обследования 1060 галактик, и открыли то, что они назвали «Великой стеной». Этот слой галактик, простирающийся на 250 миллионов световых лет, обладает площадью порядка 200×600 миллионов световых лет и толщиной всего лишь 20 миллионов световых лет. (Приведенные значения сильно варьируются.) Он занимает более трети всего неба (от 8^h до 17^h прямого восхождения и от +26° до +32° склонения). Основную часть этой стены составляют сверхскопления Волос Вероники и Геркулеса общей массой 10¹⁶ масс Солнца.

Что касается образования скоплений, было бы неплохо задаться уточняющим вопросом о том, насколько высоко простирается указанная иерархия. В природном мире существует множество объектов (перья, папоротники, наши бронхи и т. д.), которые представляют собой структуру, повторяющуюся в меньших масштабах, если разглядывать их в микроскоп. Это некий раз за разом повторяющийся иерархический порядок. В гораздо более ранних исследованиях математик Бенуа Мандельброт открыл общий характер подобных структур и описал их в 1980 г. Он назвал их «фракталами». Легкость, с которой образы «множеств Мандельброта» генерируются на персональном компьютере, сделала эту идею популярной и в конечном счете привела к возникновению распространенного интернет-культа. Может быть, наша Вселенная является фракталом, в том смысле, что помимо скоплений существуют скопления скоплений и так далее до бесконечности? (Идеи Шарлье, высказанные по этому вопросу столетием ранее, приведены выше на с. 844.) Насколько известно, не существует никаких структур, превышающих по сложности те, что перечислены выше. Их обнаружение чрезвычайно актуально для современных исследований по истории Вселенной. К концу XX в. было достигнуто согласие относительно того, что в случае выбора гораздо большего масштаба, например при подсчете галактик в кубическом объеме со стороной один миллиард световых лет, их количество, а также количество их структур будет повсеместно одним и тем же.

Если скопления и сверхскопления галактик распределяются равномерно (в очень больших масштабах), то их гравитационные воздействия должны компенсироваться, но сверхскопления Девы и Гидры-Кентавра, являющиеся нашими ближайшими соседями в космическом масштабе, не уравновешиваются ничем сопоставимым с противоположной стороны, и поэтому должны воздействовать на нашу Галактику гравитационными силами. Мы видели, как начиная с 1920‐х гг. выяснялся характер движения Солнца вокруг центра нашей Галактики, но как обстоят дела с движением самой Галактики? В 1970‐х гг. Джордж Смут с коллегами пытались найти следы этого движения в реликтовом излучении. Спутник «COBE» (Cosmic Background Explorer – Исследователь космического фонового излучения) был еще делом будущего, и они запускали свои детекторы на большую высоту на «шпионских» самолетах «U‐2». Они обнаружили, что наша Галактика движется со скоростью 600 километров в секунду в направлении скопления Девы. Они как бы продолжили маршрут, проложенный Гершелем в поисках солнечного апекса, но в гораздо более широком масштабе.

Можно ли продвинуться еще дальше? Скопление Девы наверняка притягивается более удаленными скоплениями и сверхскоплениями, но наша Галактика уже не будет напрямую включена в это движение. В 1994 г. Алан Дресслер из Института Карнеги в Пасадене (штат Калифорния) опубликовал книгу, посвященную этой проблеме: «Путешествие к Великому аттрактору: Поиски в межгалактическом пространстве». Он описывает проект, длившийся в течение пяти лет, в ходе которого он и шесть его коллег (они называли себя «Семь самураев») открыли, что несколько сотен галактик, включая нашу, совокупно втягиваются в какое-то невероятное средоточие массы. Название, которое они для него подобрали, – «Великий аттрактор» – пополнило общественное воображение еще одним объектом типа «Великой стены». Согласованные движения на очень больших масштабах, словно дома на плавучем острове, демонстрируют, что невидимая масса действительно очень велика. Остается невыясненным – существуют ли другие сопоставимые по величине аттракторы, распределенные по всей Вселенной, и какую роль играет в этом явлении темная материя.

Гораздо проще решить проблему сглаженности космического фонового микроволнового излучения. В 1992 г. «COBE» предоставил новые впечатляющие данные о неоднородности. В 1974 г. Джон Мазер, будучи молодым студентом Колумбийского университета, отослал в НАСА скромный проект разработки подобного зонда. Эту идею решили поддержать. План заключался в использовании всех возможных вариантов поиска по направлениям с измерением силы сигналов, по своему виду похожих на обнаруженные в 1964 г. Пензиасом и Уилсоном. Одной из наиболее сложных проблем, с которой столкнулись Мазер с коллегами в Центре космических полетов им. Годдарда (во главе коллектива снова стоял Джордж Смут), стало микроволновое излучение, испускаемое нашей Галактикой, от улавливания которого следовало избавить спутниковые детекторы. Для измерения уровня излучения на слабо разнящихся длинах волн использовалось три разных детектора, затем они сравнивались с помощью компьютера. В декабре 1991 г. ученые располагали данными, показывающими, как представлялось, отчетливые признаки флуктуаций – характерную пятнистость на картах излучения, как будто удалось заглянуть в прошлое, если можно так выразиться. В течение четырех месяцев они многократно проверяли и перепроверяли полученные данные. Это связано с огромными трудностями, поскольку зарегистрированные всплески были плотнее фонового излучения всего лишь на одну стотысячную долю. Таким образом, регистрация их с поверхности Земли, что планировали сделать различные астрономические коллективы, в частности группа исследователей из обсерватории Джодрелл-Бэнк, была бы сопряжена с еще большими трудностями.

Успешная регистрация «COBE» едва различимых признаков нарушений гравитационного поля ранней Вселенной представляла собой высококлассное техническое достижение. Когда в апреле 1992 г. на конференции Американского физического общества объявили о полученных результатах, все специалисты, интересующиеся этой проблемой, были в полном восторге. На пресс-конференции, устроенной указанной группе исследователей, Смут отметил: «Если вы религиозны, то это примерно то же самое, что узреть Бога», а месяц спустя смягчил исходную формулировку, задавшись теологическим вопросом: «Это как найти движущий механизм, приводящий в действие вселенную, и разве не этим является Бог?» «Ньюсуик» опубликовала статью под заголовком «Письмена Бога», в которой рассказывалось о восторженных отзывах других астрономов, подливавших масла в огонь всеобщего возбуждения: «Они нашли чашу Грааля космологии» (Майкл Тернер); «Это как книга „Бытия“» (Стивен Маран); и «величайшее открытие столетия, если не всей истории» (Стивен Хокинг). Однако флуктуации не являлись чем-то неожиданным и, принимая во внимание неоднородности, проявившиеся в более позднюю историю Вселенной, было бы более удивительно, если бы исследование подобного рода не появилось вовсе. Хотя указанный эпизод служит ярким напоминанием об энтузиазме минувшей эпохи, это также напоминает нам о том, что существуют сообщества, в которых сомнительная теология может оказаться экономически выгодной. В течение следующего десятилетия у астрономов случилось несколько серьезных поводов посетовать на недостаточное финансирование. Священный Грааль?

Вскоре после этого на Южном полюсе было предпринято исследование космического излучения независимо от (но в дополнение к) «COBE». Физики Марк Драгован и Джеффри Питерсон из Принстонского университета произвели чрезвычайно важные наблюдения, использовав аппаратуру Центра астрофизических исследований в Антарктике. Они объявили о своих находках в 1993 г. на конференции Американского астрономического общества, но с меньшей помпой, чем их предшественники. Использовав во время южного лета 1992/93 г. два специально разработанных радиотелескопа, они зарегистрировали с помощью одного из них температурные колебания в пределах трех миллионных долей – гораздо меньшие, чем мог зарегистрировать «COBE». Работа в Антарктике обладала многочисленными преимуществами по сравнению с более комфортными условиями, хотя в принципе у любого спутника всегда есть возможность выявить более тонкие детали. Детекторы радиоизлучения необходимо было охлаждать до температур, возможно более близких к абсолютному нулю, и это достигалось чуть проще, чем в лабораториях под крышей. На широте полюса не требуется делать перерывов в наблюдении выбранного участка неба, что делает работу телескопов более эффективной. (Конечно, с полюса видна только половина неба, и в этом отношении спутник обладает определенным преимуществом.) Наиболее важным условием является крайне сухой антарктический воздух, практически полностью лишенный водяного пара, который обычно затрудняет наблюдение микроволнового излучения с наземных обсерваторий. Но главное преимущество – вопрос покрытия расходов.

После того как в 1996 г. был завершен эксперимент спутника «COBE», последовали другие наземные и стратостатные (баллонные) эксперименты по измерению анизотропии космического фонового микроволнового излучения со все более высоким разрешением. Эти измерения позволили исключить космические струны из числа теорий, достоверным образом описывающих структуру Вселенной, и укрепить веру в космическую инфляцию. (Чуть позже мы еще раз поговорим об этих двух теориях.) В течение следующего десятилетия количество подобных программ стремительно росло, достигнув в общей сложности не менее семнадцати; базируясь в местах от Саскачевана до Южного полюса, все они ставили перед собой общую цель углубления знаний об анизотропии космического фонового микроволнового излучения. Программы отличались друг от друга в различных аспектах, главным образом в масштабе измеряемых флуктуаций, размере обозреваемых участков неба и достигаемом угловом разрешении. Некоторые из них измеряли поляризацию, что может помочь в решении вопроса о времени формирования звезд и, возможно, получить ключ к разгадке событий, происходивших на самых ранних стадиях развития Вселенной. Одним из наиболее амбициозных проектов НАСА был спутник «WMAP», программа которого предусматривала картографирование относительной температуры космического фона всего неба с угловым разрешением около 0,3° и высокой чувствительностью36. Для этого использовалось оборудование, с помощью которого можно было с очень высокой точностью измерять разницу температур между двумя точками неба. (Как отмечалось выше на с. 950, «WMAP» был размещен на орбите в точке Лагранжа L₂ системы Солнце-Земля.)

Данные трехлетних наблюдений «WMAP» опубликованы в 2006 г. Их истолковали как веское доказательство в пользу Стандартной космологической модели ΛCDM, которая к тому времени начала получать все бо́льшую поддержку, хотя всего лишь несколькими неделями ранее была поставлена под сомнение кембриджскими астрономами (см. с. 1005). По вопросу «дактилограммы» ранней Вселенной, отвечающей за современную организацию материи в большом масштабе и выявленной благодаря анализу температурных флуктуаций в космическом микроволновом фоне, две независимые группы исследователей почти одновременно анонсировали в январе 2005 г. общее согласие с ранними интерпретациями данных «COBE» и «WMAP». Это были «Двухградусный обзор галактических красных смещений» (2dFGRS), осуществленный с использованием телескопа-робота в Новом Южном Уэльсе, и Слоановский цифровой небесный обзор (SDSS) обсерватории в Нью-Мексико. Первый коллектив установил, что на барионную материю Вселенной приходится 18 процентов, а на темную – 82 процента. По вопросу о ХТМ единого вывода пока нет.

Вернемся в 1990 г. Предварительные результаты «COBE», анонсированные в том году, позволили уточнить значение температуры фонового космического излучения: 2,735 К вместо 3,5 ± 1 К, полученного ранее Пензиасом и Уилсоном. (В промежуточный период было проведено еще несколько измерений. График зависимости плотности излучения от длины волны, полученный «COBE», изображен на ил. 247.) Для измерения температурной флуктуации (легкой ряби в целом спокойного и сглаженного мира) используется параметр Q. Он задает энергию флуктуаций в долях от полной энергии Вселенной. Предполагалось, что с его помощью можно определить время, когда образовались такие структуры, как скопления и сверхскопления галактик. Должно быть очевидно, что чем шире угол, в пределах которого проводятся измерения, тем более сглаженным окажется излучение. «COBE» производил обзор неоднородностей в лучшем случае в пределах семи градусов и получил значение Q около 10^-5. Столь малое число говорит не только о технических достижениях «COBE», но и об очень большой однородности измеряемого излучения. В точности такая же величина уже была получена на основе вычислений масс обширных структур, представляющих собой некие пики на территории в целом однородной, «равнинной» Вселенной, – Великих стен, сверхскоплений и т. д. Количество темной материи оставалось неизвестным, и вплоть до проведения последних измерений было непонятно, как изменение масштаба будет влиять на Q.

247

Космический микроволновой фон представляет собой излучение абсолютно черного тела, заполняющее собой всю Вселенную, со спектром, соответствующим температуре 2,725 К (см. с. 909). На данном графике представлен очень точно измеренный спектр абсолютно черного тела, полученный с помощью инфракрасного абсолютного спектрофотометра – инструмента, находящегося на борту спутника «COBE». Его максимальное значение приходится на длину волны 1,9 миллиметра (частота 160,4 гигагерца).

Результаты, полученные «COBE» и другими экспериментами, были еще более неожиданны в следующем аспекте. Как оказалось, обнаруженные флуктуации образовались в первые 300 000 лет истории Вселенной, а это, в свою очередь, привело к предположению, что Вселенная обладает гораздо большей плотностью, чем думали ранее. (Чем больше масса, тем быстрее образуются неоднородности. Относительное количество внеземного дейтерия, обнаруженное в 1973 г. на Юпитере, в Туманности Ориона, межзвездных облаках и вообще повсюду, считалось признаком низкой плотности Вселенной.) Это были в точности те данные, в которых нуждались специалисты, выступавшие за сценарий «Большого хлопкá» для будущего Вселенной, в противоположность моделям «тепловой смерти», предполагавшим расширение и бесконечное уменьшение плотности, итогом чего стал бы мир, заполненный редеющей дымкой пепла отгоревших звезд. Сложилось впечатление, что расширяющаяся Вселенная находится в процессе гравитационного торможения, вызываемого ее общей массой. В связи с этим другим важным параметром является ее плотность. Расширение, как было рассчитано, прекратится и сменится сжатием, если космическая плотность составит около пяти атомов на кубический метр – значение невероятно малое, но не сильно отличающееся от общераспространенных оценок. Обычно используют параметр плотности, который всегда обозначают омегой (Ω), и вычисляют как отношение действительной плотности к критической. Предполагалось, что критическая плотность рассчитана правильно. Оценки Ω варьировались и продолжали оспариваться, но в начале 1990‐х гг. теоретики решительно склонялись к значению Ω = 1, несмотря на то что им удалось наскрести только 0,1 от этого числа для обычных атомов и в лучшем случае 0,2 для темной материи. (Первое значение может быть подкреплено аргументацией, упомянутой в конце главы 17, где говорится о превращении первичной материи в гелий и дейтерий в первые минуты существования Вселенной.)

Параметр Ω очевидным образом связан с замедлением скорости расширения, и мы уже упоминали о попытках Сэндиджа и других специалистов оценить значение «параметра замедления». Графически это проявляется в виде кривизны графика «скорость-расстояние» для галактик, построенного, например, по зависимости (абсолютной) звездной величины галактик от их красного смещения. В течение более двадцати лет определяемые значения противоречили друг другу и колебались то в большую, то в меньшую сторону, пока Беатрис М. Тинсли (новозеландка, защитившая докторскую диссертацию в 1967 г. в Техасском университете) не убедила наконец профессиональное сообщество в том, что эволюция галактических источников делает практически невозможным прямое измерение скорости замедления, по крайней мере на настоящий момент. Галактики, как она указала, не могут рассматриваться в качестве стандартных источников света, поскольку изменяются по мере старения. Она проанализировала спектры уже изученных близкорасположенных галактик, установив их звездный состав, и применила знания из области звездной эволюции, чтобы при помощи вычислений определить – какими они были в более молодом возрасте (когда далекие галактики становятся видимыми, они предстают более молодыми, чем те, что расположены вблизи). Это было важным начинанием, хотя в понимании эволюции галактик оставалось (и остается) много проблем, а без их решения невозможно правильно оценить параметр замедления способом, который пытались применить Сэндидж и другие. Его можно было найти альтернативным способом, например с помощью квазаров, однако вскоре выяснилось, что квазары создают еще больше проблем, чем галактики.

Более высокое по сравнению с предыдущими оценками значение Ω (то есть более массивная Вселенная) хорошо согласовывалось с рядом космологических моделей, приобретших популярность в 1980‐е гг. Они вытекали из так называемой инфляционной модели, предложенной в 1980 г. Аланом Гутом из Массачусетского технологического института. Как мы увидим, сторонники подобных моделей надеялись, что значение указанного параметра равняется либо близко́ к единице. Таким образом, по большому счету они были готовы к наиболее суровой проверке из тех, с которыми когда-либо сталкивались научные теории. К сожалению, на их пути встала неопределенность природы темной материи.

Около 1978 г., задолго до замеров «COBE», космология наводнилась большим количеством ведущих специалистов в области физики элементарных частиц, стремившихся найти способ применения нового класса теорий, известных как «теории великого объединения». Эти теории ставили целью объединить гравитационное, электромагнитное, сильное и слабое ядерные взаимодействия. (Сильное взаимодействие связывает протоны и нейтроны в атомном ядре и обладает радиусом действия порядка размеров ядра. Это взаимодействие обеспечивает выход энергии при взрыве водородной бомбы. Слабое взаимодействие проявляется при радиоактивном распаде ядер и, кроме того, отвечает за рассеяние нейтрино. Его радиус действия составляет порядка одной сотой радиуса действия сильного взаимодействия.) Их сторонников беспокоили высокие энергии частиц, многократно превышающие возможности всех земных лабораторий – как настоящих, так и будущих. Чтобы воспроизвести их, нужно было построить ускоритель, простирающийся до ближайшей звезды. Ранняя Вселенная являлась лабораторией, доступной только для теоретиков – местом с феноменально высокими плотностями и температурами. По этой причине они приступили к решению задачи обратной экстраполяции истории Вселенной до предельного времени, когда еще действуют известные нам законы физики, скажем, до одной микросекунды (10^-6 секунды) после Большого взрыва; на деле же, они надеялись дойти до 10^-35 секунды. (Большой адронный коллайдер, построенный международной организацией ЦЕРН в Женеве, способен воспроизводить энергии, типичные для расчетных состояний возраста Вселенной 10^-14 секунды.)

Чтобы по достоинству оценить этот новый подход, нам следует вспомнить историю науки и взглянуть на общую тенденцию к объединению, которую она демонстрировала на протяжении всей своей истории. В XIX в. Джеймс Клерк Максвелл свел воедино электричество и магнетизм. В 1940‐х гг. квантовая электродинамика сумела дать исчерпывающее описание электромагнитного взаимодействия. Позже идеи, взятые из этой теории, были применены к другим взаимодействиям. В 1967 г. пакистанский ученый Абдус Салам и два широко известных американских физика Шелдон Глэшоу и Стивен Вайнберг независимо друг от друга предложили схожие теории, объединяющие электромагнетизм и слабое ядерное взаимодействие. Их теория получила экспериментальное подтверждение в 1983 г. после открытия в ЦЕРН предсказанных ими частиц. (Этими частицами были Z- и W-бозоны. Эксперименты проводились коллективом, возглавляемым Карло Руббиа.)

До подтверждения этой теории был сделан следующий шаг на пути к объединению. Эта попытка предполагала включить в электрослабые силы сильное взаимодействие. На том этапе она называлась «теорией великого объединения» (ТВО). Квантовая теория сильного взаимодействия («квантовая хромодинамика», КХД) была разработана в 1970‐х гг. Она основывалась на гипотезе, что все частицы, участвующие в сильном взаимодействии, состоят из кварков. Использовав эту трудную для понимания (но впоследствии широко признанную) теорию, Шелдон Ли Глэшоу и Говард Джорджи предложили в 1974 г. первую теорию великого объединения, применимую к энергиям более 10³ гигаэлектронвольт. (Один гигаэлектронвольт, или 10⁹ электронвольт, приблизительно равен энергии покоя протона. Эта энергия может поддерживать горение 100-ваттной лампы в течение примерно одной минуты. Казалось бы, ничего особенного, но масса протона составляет всего лишь 1,67 × 10^-27 килограммов!) После этого предложили несколько ТВО, хотя ни одну из них не довели до конца. Со временем были выдвинуты другие теории, направленные на усовершенствование теории Глэшоу и Джорджи, некоторые из них предлагали решения вплоть до 10¹⁴ гигаэлектронвольт и более. Для их проверки требовалось применять опосредованные методы, рассматривая вызываемые ими последствия в нашем мире низкоэнергетических частиц. Одним из успешных достижений оказалось возможным объяснить равенство зарядов протона и электрона. Теории будут отвергнуты, если удастся показать экспериментально, что заряды отличаются хотя бы на 10^-24.

Когда удастся добиться удовлетворительного результата на этом уровне, последним этапом объединения станет включение гравитации в состав подходящей теории трех взаимодействий. (Гравитация не играет большой роли при малом количестве элементарных частиц.) Поскольку почти все, кого затрагивает это крайне сложное изыскание, признают справедливость общей теории относительности Эйнштейна в качестве теории гравитации больших масштабов, требуется согласовать ее с квантовой механикой в масштабе, который был бы приемлем для них обоих. Квантование гравитации остается первоочередной целью физиков-теоретиков.

Вскоре главным кандидатом на искомую квантовую теорию гравитации стала теория струн. Она запомнилась (хотя бы по книжным заголовкам) как шаг к построению «теории всего». Будучи разработанной в конце 1960‐х гг., она ставила своей целью описание свойств пространства-времени на очень малых интервалах – порядка планковской длины (10^-35метров). На таких коротких расстояниях квантовые флуктуации энергии оказывают локальные воздействия на кривизну пространства-времени, приводя по мере сокращения масштаба ко все большим и большим искажениям. Джон Уилер описал этот эффект как образование «пространственно-временной пены». Теория струн заменила точечные объекты более ранних теорий – кварки, глюоны, лептоны, векторные бозоны и т. д. – объектами, напоминающими струны порядка планковской длины. Одним из следствий, обеспечивающих согласованность квантовой теории струн, является свойство ее струн – они могут вибрировать, и разные режимы вибраций можно использовать для их идентификации с различными видами частиц. Одной из частиц был квант гравитационного поля, гравитон. Именно это качество делало теорию необычайно привлекательной для физиков-теоретиков, особенно тех, кто интересовался космологией.

Еще одно свойство этой теории: чтобы оставаться свободной от расходимостей и быть непротиворечивой, ей требуется пространство-время с более чем четырьмя измерениями. Хотя дальнейшая ее разработка, как правило, оказывала весьма незначительное влияние на космологию, будет небесполезно перечислить вкратце те из направлений, в которых она применялась. Выяснилось, что для описания бозонов (таких, как фотоны, W- и Z-частицы) и фермионов (таких, как кварки и лептоны) требуется тип симметрии, выходящий за пределы симметрии специальной теории относительности. Эта «суперсимметрия», в свою очередь, нуждается в пространстве-времени, в котором помимо обычных четырех измерений существует еще шесть. Именно поведение этих дополнительных шести измерений в каждой (четырехмерной) точке характеризует ту или иную версию нескольких теорий струн. В аналогиях, используемых для описания очень сложных вероятных сценариев, эти шесть дополнительных измерений принято считать «компактифицированными структурами», названными в память об их главных первооткрывателях «пространствами Калаби-Яу». На раннем этапе было показано, что хотя существует всего лишь пять согласованных теорий, количество способов компактификации шести дополнительных измерений исчисляется тысячами. Важный прогресс был достигнут в 1995 г., когда нашлись способы выхода за рамки прежних приближенных методов. Ко всеобщему удивлению специалистов, занимающихся этой проблемой, новые методы привели к признанию новых типов объектов теории струн, в частности так называемых р-бран (термин, образованный от слова «мембрана»). Кроме того, были получены симметрии, показывающие, как указанные пять теорий суперструн могут быть связаны друг с другом и объединены в шестую теорию, известную под названием теории супергравитации, которая требует введения одиннадцати измерений. Создается впечатление, что другие теории суперструн могут быть предельными случаями этой более всеобъемлющей теории, получившей название М-теории.

В 1980‐х и 1990‐х гг. космологи, осуществлявшие обратную экстраполяцию теорий Большого взрыва, в целом были согласны с тем, что по прошествии первых 10^-36 секунды, но не раньше, частицы Вселенной взаимодействовали с энергиями 10¹⁵ гигаэлектронвольт – критических значениях энергии, при которых наступает объединение, если верить тем, кто пытался сделать предпоследний шаг в направлении, кратко охарактеризованном в предыдущем разделе. Однако это не исчерпывало их устремлений. Некоторые специалисты дискутировали о том, что случится, если весь наблюдаемый мир сосредоточить в пространстве столь же малом, как один атом. Это должно произойти, как было подсчитано, на 10^-43 секунде («планковское время»). На этом этапе и квантовые, и гравитационные эффекты играют одинаково важную роль. Трудность описания ситуации, возникающей на этой ультраранней стадии, заключается в том, что все ее следы, вероятнее всего, полностью стираются следующей стадией, длящейся вплоть до 10^-36 секунды.

Интересно взглянуть на то, как в течение последних тридцати лет XX в. разные научные коллективы пытались подобраться к различным периодам истории Вселенной. Ниже приводится краткое описание ситуации.

Вернемся из настоящего в эпоху, когда начали образовываться первые звезды, галактики и скопления галактик. К тому моменту возраст Вселенной насчитывал примерно один миллион лет. Мы попадем в мир, изучением которого занималась и продолжает заниматься бо́льшая часть астрономов, а его описанию посвящена бо́льшая часть физических законов.

Начиная примерно с миллисекундного возраста Вселенной до одного миллиона лет космическое расширение (ускоряющееся, замедляющееся или равномерное) квалифицировалось как нормальное, и физика была нужна для описания, например, распространенности химических элементов, что особенно важно для гелия и дейтерия, поскольку их относительное количество могло быть подтверждено лабораторными исследованиями. Этими исследованиями, но и, безусловно, не только ими занимались Хойл и Фаулер.

Первая миллисекунда, начиная с планковского времени и далее, была раздольем для избранной группы специалистов в области математической физики, космологов в самом широком смысле этого слова. Некоторые из них надеялись использовать далекое прошлое в качестве экспериментального стенда для проверки своих физических идей. Исходя из вышеупомянутых причин, этот период, вероятно, имеет смысл разделить надвое в точке, соответствующей 10^-36 секунды, после которой, как утверждают давние сторонники инфляционной теории, возникает тип флуктуаций, обнаруженный «COBE». (Именно по этой причине Хокинг столь восторженно отзывался о «COBE».)

Среди вопросов, на которые могли бы дать ответ (или по меньшей мере задать критерии поиска будущих ответов) теории великого объединения, кратко охарактеризованные в предыдущем разделе, был один, представляющий непосредственный космологический интерес. В 1967 г. Андрей Сахаров впервые предположил, что эти теории могут дать полезную информацию о соотношении между числом фотонов и числом барионов во Вселенной. Это отношение составляет порядка 10¹⁰. Строго говоря, в техническом отношении, «барионное число» – это не просто общее количество протонов и нейтронов, поскольку из него следует вычесть количество антипротонов и антинейтронов и прибавить вклад, вносимый в него некоторыми короткоживущими частицами. Говорить о барионном числе, а не об отдельных конкретных частицах выгоднее, поскольку оно учитывает их взаимопревращения, и до того как появились теории великого объединения, все полагали, что барионное число остается неизменным (в настоящее время оно оценивается значением порядка 10⁷⁸). Однако, согласно вычислениям с использованием новых теорий, при температурах порядка 10²⁷ К и выше нарушение барионного числа должно было быть общей нормой. По общепринятому убеждению, это возможно только в случае существования определенной разницы между количеством материи и антиматерии. В результате счастливой исторической случайности указанное малое различие между двумя типами материи экспериментально открыто в 1964 г. Валом Л. Фитчем из Принстонского университета и Джеймсом У. Кронином из Чикагского университета. Хотя точный расчет барионного числа Вселенной требовал знания значений пока еще недоступных параметров, это было первым космологическим успехом новых идей.

После 1981 г. стали возникать другие теории, основанные на классе моделей Вселенной, известных под названием «инфляционных». Первый шаг в этом направлении был сделан Аланом Х. Гутом в статье, озаглавленной «Инфляционная Вселенная: Возможные пути решения проблем горизонта и плоскостности» (1981). Гут попытался объяснить, почему наша Вселенная после периода порядка 10¹⁰ лет все еще расширяется со значением Ω, мало отличающимся от единицы. Почему она не сколлапсировала раньше – до того времени, когда начали формироваться и эволюционировать звезды? Или почему она не расширяется с большей скоростью и с энергией, превосходящей эффект гравитационного торможения, создавая условия, в которых галактикам не хватит времени на то, чтобы уплотниться? Почему первоначальный импульс более или менее совпадает с тормозящим воздействием гравитации?

«Проблема горизонта» Гута имеет отношение к однородности и изотропности Вселенной, то есть к тому, почему ее средние характеристики в высокой степени одинаковы всюду и по всем направлениям. Почему при условии того, что случайные воздействия в прошлом сложнее поддаются компенсации, чем в настоящем, удаленные области выглядят в среднем очень похожими друг на друга? Почему температуры, измеренные «COBE» и его преемниками, одни и те же для всего неба? Согласно предположению Гута, эта проблема может быть решена, если окажется возможным показать, что ранняя Вселенная прошла через стадию ускорения. Это облегчило бы осуществление случайных взаимодействий, позволив удаленным частям усредниться до того как они разлетятся друг от друга.

Первоначальная статья Гута содержала один технический недостаток, который он отметил, но не устранил. Этого недостатка удалось избежать в 1982 г. в разработанной независимым образом инфляционной модели Андрея Дмитриевича Линде из Москвы, а также Андреаса Альбрехта и Пола Дж. Стейнхардта из Пенсильванского университета. Главная идея состояла в том, что в самой ранней истории Вселенной, когда температура составляла 10²⁷ К (температура, о которой мы упоминали выше), случается некое переключение, фазовый переход. (Главное нововведение новой инфляционной модели: она подразумевала постепенное размывание фазового перехода, в противоположность исходной идее Гута, что он произошел очень быстро.) При температурах выше указанного значения, как предполагали их теории, существует только один объединенный тип взаимодействия между частицами, одна объединенная сила. Однако при температурах ниже критической заклятие снимается, и слабые, электромагнитные и сильные силы запускают свои механизмы действия в том виде, в каком мы знаем их сегодня.

Это было базовой идеей, лежащей в основе инфляционной теории, но существовало несколько возможностей реализации этого исключительно важного перехода. Осуществляется ли он сразу или с определенной задержкой, аналогично тому как это происходит с переохлажденной водой, температура которой может опускаться значительно ниже точки замерзания без образования льда? Или следует выбрать какое-то промежуточное решение? Вычисления и ссылки на недопустимые результаты некоторых альтернатив привели к выводу, что Вселенная пережила период крайнего переохлаждения. Во время перехода должна была высвободиться тепловая энергия, подобно тому как вода высвобождает скрытую тепловую энергию во время замораживания, и, как утверждалось, эта тепловая энергия сохранилась (хотя она постепенно остывала по мере рассеивания в расширяющейся Вселенной) в виде космического микроволнового фонового излучения.

Основная теория (у которой существуют многочисленные разновидности) трактует события примерно так. Непосредственно перед началом фазового перехода, то есть началом инфляционного периода, все вещество, заполняющее современную наблюдаемую Вселенную (область радиусом не менее 10 миллиардов световых лет), умещалось в объеме в миллиард раз меньше протона. (Теория ничего не сообщает о ненаблюдаемых областях, которые считаются потенциально бесконечными.) Возраст этой «Вселенной» составлял около 10^-35 секунд, но она уже вошла в период «инфляционной эры», в ходе которого происходило невероятно быстрое расширение, увеличившее ее в 10⁵⁰ или даже больше раз, растянув существующую область до размеров наблюдаемой Вселенной. Эра инфляции длилась, пока возраст Вселенной не достиг 10^-30 секунд. Одним из достоинств этой теории является следующий тезис: источники микроволнового фонового излучения, наблюдаемые в настоящее время по всему небу, когда-то находились в тесном контакте друг с другом – достаточно долго, чтобы достичь общей температуры до того, как началась эра инфляции.

Ускоренное расширение, приписанное космическому отталкиванию, потребовало выдвижения новых идей. Сторонники теории полагали, что во время инфляционной эры газ, заполняющий Вселенную, был переохлажден до температур гораздо более низких, чем температура фазового перехода. Таким образом, как предполагается, он приблизился к агрегатному состоянию, названному «ложным вакуумом», – состоянию, которое никогда не наблюдалось и вряд ли будет наблюдаться. Оно соответствует состоянию с минимальной возможной плотностью энергии, которое не нарушает действующих физических законов. (Плотность энергии приписывалась не частицам, а «полям Хиггса», но нет никакой надобности входить здесь в такие детали.) Удалось установить, что сочетание этих свойств с общей теорией относительности способствует гравитационному отталкиванию и, соответственно, ускорению расширения в течение всего времени его действия. По мере того как Вселенная раздувается, энергия ложного вакуума все более и более растет. Ложный вакуум, как было замечено, приводит к тем же последствиям, что и Λ – космологическая константа Эйнштейна.

В конечном счете фазовый переход завершается, температура во время эры инфляции резко падает, а затем снова поднимается до критического значения 10²⁷ К. Ложный вакуум выключается после совершившегося фазового перехода (это отличительная черта такого перехода), но к тому моменту он успевает дать толчок расширению Вселенной, каким мы его наблюдаем. Сторонники инфляционной теории с гордостью отмечают, что они стали первыми, кто объяснил первоначальный импульс расширяющейся Вселенной, который для приверженцев старых теорий был всего лишь необъяснимым исходным состоянием. Они полагали, что после стадии инфляции (стадии ускоренного расширения) должно начать работать замедление, вызываемое гравитацией. Начиная с этого момента старым космологиям, задававшим тон в течение предыдущих шести десятилетий, позволялось взять управление в свои руки.

После того как работа Гута начала привлекать к себе внимание, космологи узнали, что другие специалисты выдвигали подобные идеи и раньше – довольно распространенное явление в науке. (Отец одного из первооткрывателей неевклидовой геометрии Яноша Бойяи убедительно просил сына обнародовать свои догадки и писал ему: некоторые вещи обладают способностью появляться одновременно во многих местах, «как фиалки весной».) А. А. Старобинский в Советском Союзе, Ричард Готт в Соединенных Штатах, и Кацуоко Сато в Японии упоминали о возможности раннего ускорения и высказывали другие мнения, созвучные с тем, что говорили Гут, Линде, Альбрехт и Стейнхардт. Это делало их естественными союзниками. Другие поспешили включиться в их ряды, и в 1982 г. команда избранных специалистов собралась на трехнедельном семинаре в Кембридже, где удалось коллективно разработать множество новых идей. Одна из беспокоивших их проблем заключалась в следующем: инфляционная теория требует, чтобы Вселенная была абсолютно однородной. Стивен Хокинг, участвовавший в этом семинаре, указал на возможность спасти ситуацию, если применить квантовую теорию с ее вероятностными прогнозами: квантовые эффекты, случающиеся в очень малых масштабах на ранних стадиях, могут разрастись в ходе инфляции до размеров галактик и скоплений. (Мы вернемся к этим идеям в следующем разделе.) Они обнаружили, что спектр неоднородностей плотности должен быть примерно одинаков для всех масштабов проявления астрофизической статистической значимости. Примерно такая же мысль была независимо высказана Эдуардом Харрисоном и Я. Б. Зельдовичем в 1970‐х гг., когда они пытались построить модель формирования галактик. И здесь на первый план выходит значение Q, о котором мы уже говорили в этой главе. (Невероятно малое) эмпирическое значение Q, полученное по обзорам микроволнового фона, а также обзорам галактик, скоплений и другой материи, поставило перед инфляционной теорией сложную задачу его учета.

В результате проведенной работы между сторонниками инфляционных моделей уже на ранних этапах был достигнут широкий консенсус по нескольким ключевым вопросам. Материя и энергия Вселенной рассматривались как нечто, возникшее в ходе инфляционного процесса. Плотность Вселенной считалась близкой к критическому значению, и поэтому ее геометрия была плоской. Флуктуации первичной плотности в ранней Вселенной, как предполагалось, обладали той же амплитудой, что и в других физических масштабах; и считалось, что во флуктуациях температуры космического микроволнового фона присутствует примерно одинаковое количество холодных и горячих пятен. Этих утверждений хватало, чтобы обеспечить наблюдательную астрономию работой на годы вперед, и действительно, одним из ведущих проектов в рамках высказанных идей был зонд «WMAP», о чем уже говорилось в этой главе.

Указанные идеи породили целый поток новых космологических понятий. Теперь у «излучения Хокинга», исходно связанного с горизонтом, окружающим черную дыру, появилась новая роль. Хокинг совместно с Гари Гиббонсом показали, что тот же тип излучения может порождаться другими типами горизонта – например, горизонтом, который препятствует обмену информацией посредством световых сигналов, когда они разлетаются (вместе с расширяющимся пространством) быстрее скорости света. Они показали, что это может иметь значение в ранней истории Вселенной. Разработка этих идей, в свою очередь, привела к многочисленным новым альтернативам. Наблюдательные данные не слишком годились для того, чтобы сделать правильный выбор, но результаты, полученные «COBE», по меньшей мере знаменовали новый этап в развитии этого процесса, который еще продолжается, хотя и не без определенных сомнений в истинности инфляционной картины.

С самого начала некоторое расхождение во мнениях обнаружилось даже среди единомышленников. Линде задался вопросом – мог ли фазовый переход в разных местах осуществляться в разное время (аналогия с пузырьками шампанского оказалась полезной). Его альтернативная схема в изложении 1983 г. получила название «хаотической инфляционной модели». Модели этого типа отличались главным образом температурными колебаниями, которые обязательно существуют у микроволнового фонового излучения. Хаотическая модель описывает Вселенную как с высокой вероятностью бесконечную и вечную, но имеющую внутри себя определенные области (в авторской терминологии – «вселенные»); одни из них расширяются, а другие – сжимаются, причем некоторые с высокими температурами, а другие – с низкими. Согласно высказанному мнению, мы обитаем как бы в пузыре, который не соприкасается с другим пузырем, что, в принципе, может иметь место; или могут быть законы, запрещающие соприкосновение столь далеко отстоящих друг от друга областей. В любом случае, как обычно считается, все пузыри имеют общее происхождение, даже если наш Большой взрыв – только наш. Некоторые скажут, что различные вселенные могут даже управляться различными физическими законами; а другие – что коллапсирующие черные дыры могут быть подходящими зародышами для новых расширяющихся вселенных. Тот, кто сожалеет о гибели стационарной модели, может найти утешение в этих версиях инфляционной теории, рассматривающих наш мир как одинокий остров в числе многих других островов в стационарной вселенной.

Одно из наиболее парадоксальных следствий инфляционных моделей – рассмотрение нашей Вселенной, обладающей радиусом десять миллиардов световых лет и более и, вероятно, продолжающей расширяться за пределы современного горизонта, как зародившейся в крохотном пространстве размером меньше протона. Столь скромное происхождение становится возможным (если считать верной саму идею) в силу того, что полная энергия является практически нулевой. На первый взгляд, это нарушает закон, согласно которому из ничего ничего не возникает, ex nihilo nihil fit. Однако такая ситуация возможна, если гравитационная энергия содержимого Вселенной трактуется как отрицательная энергия, уравновешивающая ее энергию покоя (то самое mc² в знаменитом и всем известном уравнении E = mc²).

Одним из успехов инфляционной теории стало объяснение отсутствия во Вселенной монополей (магнитов с одним полюсом). В 1931 г. Поль Дирак задался вопросом, почему электрические заряды (положительные и отрицательные, как у протона и электрона соответственно) могут существовать в изолированном виде, а магнитные полюсы (северный и южный) – нет. Разделение магнита на две половины приводит к появлению двух меньших магнитов, также являющихся диполями. Наконец, он разъяснил способ квантования электрических зарядов, но в процессе разъяснения был вынужден постулировать существование монополей, обладающих определенной массой (неизвестной величины, но, предположительно, малой) и магнитного заряда. Их число, как он полагал, невелико, или они нейтрализуют магнитные поля, обнаруживаемые на многих уровнях – от Земли до Галактики. Как бы то ни было, монополи Дирака обеспечили себе место в более поздней квантовой теории.

Когда в начале 1970‐х гг. предпринимались попытки создать теорию великого объединения, удалось найти несколько возможных решений, свидетельствующих о наличии частицы магнитного монополя или, скорее, ряда частиц, известных как дионы, одним из главных основных состояний которых является монополь. Был предсказан их магнитный заряд. В итоге монополи внедрили в космологию, где они представлялись в виде «узлов» в вакууме ранней Вселенной на стадии, когда вакуум обладал энергией. А. М. Поляков и Герард ‘т Хоофт, работая независимо друг от друга, обнаружили: предположение о возникновении массивных монополей, превышающих обычные барионы в 10¹⁵ раз, допустимо, и они должны были сохраниться. Это создавало дополнительные трудности, поскольку они не только разрушили бы, к примеру, магнитное поле нашей Галактики, но и наделили бы ее массой, превосходящей массу остальной Вселенной, включая предполагаемую темную материю. Один из первых успехов Гута – это найденное им легкое объяснение этой «проблемы монополя». Согласно инфляционной теории, монополи были до такой степени рассеяны в инфляционный период, что шансы обнаружить в нашей Галактике хотя бы один из них фактически равны нулю. Вряд ли искренние приверженцы инфляционной теории, являющиеся профессиональными астрономами-наблюдателями, будут искать признаки столь редкого явления. Однако, сколь бы редки они ни были, искать их следует по магнитным полям, и одним из целевых объектов стали нейтронные звезды, где поля сильны и материя упакована достаточно плотно для вероятного столкновения с этими частицами. Удалось подсчитать, что в результате таких столкновений выделяется большое количество тепла, излучаемого в рентгеновском диапазоне. Подтверждений не нашли, и астрономы отодвинули монополи на задний план.

В математическом отношении монополи представлялись как точечные, нульмерные узлы или дефекты в пространстве. Рассматривались также двумерные вакуумные дефекты, но выяснилось, что вероятность существования этих так называемых «доменных стенок» еще ниже. Гораздо более серьезно относились к образованию и сохранению «космических струн» – одномерных дефектов. Эту идею впервые высказал физик Томас У. Б. Киббл из Имперского колледжа науки и техники – части Лондонского университета. В работе, опубликованной в 1976 г., он рассмотрел вопрос о том, что должно случиться в течение короткого интервала времени, в ходе которого единое взаимодействие уступило место отдельным физическим взаимодействиям. (Это было до того, как на сцену вышла инфляционная теория, но его идеи с легкостью переносились в нее.) Модель Киббла предполагала, что быстрое охлаждение после Большого взрыва породило потоки, похожие на струны, – сравнимые с трещинами, часто наблюдаемыми на глазурованных блюдах, но в трехмерном пространстве. Киббл описал их как тонкие струны, трубки у́же, чем протон, с высокой концентрацией массы-энергии. Предполагалось, что они могли тянуться вдоль Вселенной, заключая в себе ни много ни мало 10¹⁷ тонн на метр. Струны не могли иметь концов, но могли становиться маленькими, скручиваясь в тугие кольца.

Идеи Киббла не получили широкой известности до тех пор, когда в начале 1980‐х гг. Я. Б. Зельдович и Александр Виленкин из Университета им. Тафтса (штат Массачусетс) поняли, что в них может заключаться секрет совместного образования неоднородностей материи в ранней Вселенной, наглядно проявляющегося сегодня в виде звезд и галактик. Это был вопрос, доставивший очень много неприятностей первым сторонникам инфляционной теории. Кроме того, идея струн обладала определенной привлекательностью для тех, кто пытался объяснить существование галактик, формирующих тонкие слои, и Великого Аттрактора, поскольку она указывала на то, что наши и другие галактики могли быть захвачены гравитационными или магнитными полями, порождаемыми космическими струнами. Киббл, Виленкин и Нил Турок рассматривали способы, посредством которых петли космических струн могли выступать в качестве мест, где образуются галактики, хотя эта идея была сопряжена с рядом трудностей. От нее отказались, когда Пол Стейнхардт и Нил Турок разработали математические и компьютерные методы, окончательно опровергшие участие космических струн в механизме формирования галактик.

В конце 1980‐х гг. появилось множество теоретических исследований, дополняющих теорию, для которой невозможно было найти никаких эмпирических доказательств, хотя она и обладала огромной математической привлекательностью. Удалось показать, каким образом космические струны могут преобразовываться в результате вибраций, приводящих к обрыву кусочка струны, что делает возможным существование струн любых размеров. Они, как предполагалось, должны осциллировать со скоростями, близкими к скорости света, и испускать гравитационные волны – всплески пространства-времени. В результате вибрации и испускания энергии они могут полностью раствориться. Если их не удастся найти, то – как и монополи – они, без сомнения, обретут поддержку со стороны тех, кто сумеет показать, почему они исчезли или что они и правда существуют, но являются значительно более тонкими, чем ожидалось. Как их можно обнаружить? Поскольку струны распространяют гравитационные волны, их можно обнаружить косвенным образом в ходе более общих экспериментов, предусматривающих их отслеживание. Предполагалось, что наиболее многообещающим способом регистрации струн является гравитационное линзирование, поскольку галактика, находящаяся за длинной космической струной, предположительно, должна будет представляться в виде двух одинаковых изображений по обе стороны от (невидимой) струны. Обнаружение такого эффекта позволит рассчитать массу, приходящуюся на единицу длины струны. Первая серьезная заявка на обнаружение именно такого гравитационно-линзового эффекта (который отличается по характеру от линзирования, вызванного компактным гравитационным посредником) была представлена в 2005 г. в статье М. В. Сажина, сотрудника Астрономического института им. П. К. Штернберга (Москва) и Астрономической обсерватории Каподимонте (Неаполь). Он и его коллеги, работая на телескопе VLT в Европейской южной обсерватории на горе Серро-Параналь (Чили), обнаружили двойное изображение объекта CSL-1. Два изображения казались столь похожими друг на друга, что (если это действительно случай линзирования) это не могло быть вызвано действием обычной компактно сконцентрированной в пространстве материи, занимающей положение между нами и источником37.

В наступившем XXI веке инфляционные теории оказались в центре внимания, несмотря на ворчливое брюзжание нескольких действующих астрономов, с глубоким подозрением относящихся к вторжению в их область сторонних специалистов, вышедших из институтов теоретической физики. Однако вскоре большинство астрономов, работавших в близких к космологии областях, начали соглашаться с инфляционной концепцией и сделанными с ее помощью различными прогнозами. Довольно сложно дать узкое определение такому термину, как «космологическая теория», но с учетом большей части существующих определений количество работ, ежегодно публикуемых по данному предмету в 1960‐х гг., не превышало сотни, в то время как к 1980 г. оно составило около шести сотен, и большая их часть написана физиками и математиками, лишь малая толика которых была близко знакома с процедурами наблюдений, необходимыми для подтверждения их идей. Среди них, конечно же, оказались и те, кто все еще категорически возражал даже против теорий Большого взрыва. Так, ярким представителем арьергардного скептицизма высшего уровня, высказываемого в отношении большей части наблюдательных данных, был Хэлтон Арп, сомневавшийся в том, что космологическое красное смещение прежде всего служит индикатором разбегания галактик. Его особенно беспокоил случай квазаров, и некоторые из его интересных снимков отвергались коллегами с излишней поспешностью. Однако, с точки зрения большинства астрономов, дебаты подобного рода уже давно отошли в прошлое. И когда космологическая лодка крепко напоролась на риф астрономических наблюдений, произведенных в конце минувшего тысячелетия, фактические данные пришли совсем не с той стороны, откуда их ждали.

В течение десятилетий астрономы измеряли коэффициент расширения, «постоянную» Хаббла, и даже в 1990‐х гг. некоторые полученные результаты отличались друг от друга в два раза. (Они разнились в пределах примерно от 50 до 100 километров в секунду на мегапарсек. На одном из этапов космический телескоп НАСА объявил о значении 70 с погрешностью 10 процентов. Использовав совершенно другой подход, основанный на анизотропии космического микроволнового фонового излучения, космический аппарат «WMAP» сузил это несогласие до 71 +4/–3.) Параметр плотности Ω также регулярно подвергался оценке в целях принятия решения о вероятной скорости замедления, которое считалось само собой разумеющимся. В 1998 г., две группы астрономов, работавшие независимо друг от друга, огласили новые результаты указанных параметров, тем более неудобные, что в общем и целом они хорошо согласовывались друг с другом.

И тот и другой коллектив использовали в качестве индикаторов расстояний сверхновые типа Ia, чрезвычайно яркие взрывающиеся звезды, которые, как мы видели, считались надежными ориентирами, поскольку обладали почти идентичными максимальными абсолютными светимостями. Один коллектив – проект «Космология по сверхновым», возглавляемый Солом Перлмуттером из Национальной лаборатории им. Лоуренса в Беркли (штат Калифорния) представил информацию об измерениях видимой яркости и красного смещения каждой из сорока двух таких сверхновых. Коллектив «Команда поиска сверхновых с большим z», возглавляемый Брайаном Шмидтом из обсерваторий Маунт-Стромло и Сайдинг-Спринг (Австралия), отчитался о шестнадцати таких сверхновых. Оба коллектива представили ошеломляющий результат, согласно которому скорость расширения не только не снижается, но, скорее всего, медленно растет.

Эти сообщения потрясли профессиональное сообщество и быстро привели к многочисленным пересмотрам существующих теорий. (Позже рентгеновская обсерватория «Чандра» подтвердила исходные результаты посредством наблюдений газа в скоплениях галактик, разогретого до многих миллионов кельвинов. В 2006 г. было сделано уточняющее сообщение, что ускорение началось шесть миллиардов лет назад.) В 1998 г., когда грянули две эти новости, существовала как минимум одна концепция, дождавшаяся своего часа, а именно – гравитационное отталкивание, которое было задействовано в инфляционной теории. Как мы видели, эта концепция, связанная с квантовой активностью вакуума, использовалась только для понимания эпохи инфляции, а не для того, чтобы представить картину более поздней Вселенной. Тем не менее теперь открытие ускорения расширения Вселенной означало (согласно общему толкованию) – основная часть ее энергии приходится не на материю и не на излучение, а на гравитационный отталкивающий компонент. С легкой руки Майкла Тернера ее стали называть «темной энергией». Ньютоновская гравитация не признает таких вещей, но (как мы видели ранее) теория Эйнштейна допускает ее существование в виде космологической постоянной. Тот факт, что она была выбрана в качестве наиболее приемлемого решения, демонстрирует то, насколько прочно признание инфляционной теории утвердилось в сознании к концу XX в.

Однако данное решение не было единственным. Предлагалась и давняя неувядающая идея изменения законов гравитации на больших расстояниях. Некоторые специалисты заходили настолько далеко, что начинали видеть в темной энергии иллюзию, порождаемую фактом недостаточно полного понимания гравитации. Рассматривалась также возможность связи темной энергии с дополнительными измерениями, предсказываемыми теорией суперструн, и то, что данная связь может помочь осуществить ее проверку. Другие авторы приспосабливали к ней саму инфляционную теорию или, скорее, ту ее часть, в которой говорится о возмущениях в первичной плотности, проявляющихся впоследствии в космическом микроволновом фоне. Мы приведем здесь только одно из нескольких предложенных объяснений, чтобы проиллюстрировать то, насколько шатко теоретическая космологическая надстройка опирается на наблюдения. Теорию выдвинул в 2002 г. Пол Стейнхардт из Принстонского университета. Это особенно интересно, поскольку двумя десятилетиями ранее он был одним из основоположников инфляционной теории.

Предложенная Стейнхардтом новая модель принадлежала к ряду тех, что предполагают циклическую эволюцию с потенциально бесконечными прошлым и будущим. Как известно, циклические модели выдвигались и раньше, в ранние годы релятивистской космологии, но они сталкивались с серьезными проблемами, такими как бесконечные температура и плотность при последовательных «схлопываниях», а также проблема энтропии. Были и другие сложности, обнаружившиеся при попытках совместить циклические модели с инфляционной теорией.

Стейнхардт принял в качестве аксиомы, что в прошлом Вселенная замедлялась, а материя и излучение утратили исходное значение только в относительно недавний отрезок истории Вселенной. Если раньше космические структуры формировались во все более возрастающих масштабах, то, согласно его предположению, ускоряющееся расширение остановило этот процесс. Описывая типичный цикл, начинающийся со «взрыва», он принял в качестве конечного максимума температур значение 10²⁰ К. Хотя он заимствовал свои идеи из старых инфляционных моделей, в новой модели не было никакой инфляции, она сразу же переходила к стадии доминирования излучения и образования ядер в стандартных пропорциях; затем – ко Вселенной с преобладанием материи, в которой формируются атомы, галактики и другие более крупные структуры; а затем – к стадии с преобладанием темной энергии. Именно темная энергия движет эволюцией Вселенной, и эта эволюция – циклична. Вызванное ею ускорение на сотни порядков меньше, чем ускорение, которое требуется в инфляционных моделях. Однако за достаточно длительное время она может привести к тем же результатам. С течением времени ускорение приводит к разрежению материи и излучения, делая их все более и более однородными и изотропными; достигается почти идеально равномерное их распределение, и, таким образом, они переходят в состояние вакуума. В тот самый момент, когда Вселенная становится однородной и изотропной, она одновременно становится геометрически плоской. К нам снова возвращается геометрия Евклида.

Как и в инфляционной теории, темная энергия за конечный период времени только сохраняется, но Стейнхардт объясняет, каким образом она в его новой модели запускает серию событий, приводящую к началу нового периода расширения Вселенной. Тонкие детали вышесказанного разработаны с использованием теории суперструн. У нас нет возможности привести здесь его виртуозные описания замысловатых курбетов, выделываемых в его теории «бранами», но то, что возникает в итоге, представляет собой тот же самый спектр флуктуаций в распределении массы, энергии и температуры, как и в старой инфляционной модели. И это несмотря на большое различие предполагаемых физических процессов (как и временные шкалы) этих моделей: теперь та работа, которая совершалась за 10^-30 секунд, происходит в течение многих миллиардов лет.

Развитие событий в начале нового тысячелетия сильно напоминало происходившее в 1930‐х гг., когда было показано, что постньютоновская космология, равно как и общая теория относительности, способна предсказывать красные смещения. Однако и в том и в другом случае физика, лежащая в основе конкурирующих теорий, была слишком разной для их возможной перекрестной проверки. На стадии инфляции возникают флуктуации – энергетические, температурные, а также пространственно-временные – пресловутые гравитационные волны. Этого не происходит в обновленной модели Стейнхардта, предполагающей неторопливое развитие событий во времени. Вопрос о том, возможно ли будет когда-то подвергнуть проверке это кардинальное различие, остается открытым. Это не единственный аргумент, с позиций которого можно оспаривать то, что сделал Стейнхардт, поскольку он выдвинул несколько спорных предположений, касающихся теории суперструн. Но, чем больше будет точек соприкосновения между космологической теорией и миром, тем счастливее будут астрономы-наблюдатели.

В конце 1940‐х гг. теории стационарной Вселенной вызвали враждебную реакцию со стороны теологов. То же самое случилось в 1980‐х гг., когда различные варианты отступлений, сделанные космологами (воодушевленными некоторыми из новых способов описания Вселенной), привели к живому обмену мнениями, подобно тому как это было во времена Хойла. На протяжении по меньшей мере трех тысячелетий предполагалось участие трех сторон – Бога, человечества и Вселенной. В течение долгого времени отношения, предполагавшие участие Бога, рассматривались тремя разными способами. Существование Бога, как считали некоторые, может быть доказано исходя из известного нам о Вселенной. (Наиболее знаменитой попыткой являются «пять путей» Фомы Аквинского, его «космологический аргумент» заключался в том, что Вселенная является следствием, у которого должна быть первопричина, называемая нами Богом.) Согласно мнению других, если использовать аналогичные доводы, то можно уверенно опровергнуть существование Бога. Третьи же занимали промежуточную позицию. Срединная группа не образовывала единого лагеря. Среди них можно встретить обычных агностиков, но и истинно верующих тоже. Примечательно в этой связи, как аббат Жорж Леметр избегал проведения параллелей между своим Первичным атомом и библейской книгой «Бытия» и отказывался участвовать в традиционных философских дискуссиях о сотворении из ничего во имя поддержания веры. Будучи далеким от соблазна использовать свою теорию для подкрепления библейской истории, Леметр решительно возражал, когда в 1951 г. папа Пий XII отвел ей такую роль. Теории Леметра вполне совмещались с его верой, и это ученого вполне устраивало. Не следует относиться к Богу как к космическому импресарио, нажимающему кнопку, чтобы запустить фейерверк.

Промежуточную позицию занимало большое количество людей, работавших в области научной и околонаучной космологии (возможно, даже большинство), которые почти не уделяли внимания этим вопросам. Коперник и его последователи отодвинули – в пространственном смысле – человечество на второй план, и это помогло ослабить традиционную связь теологии с этим предметом, и теологи, не желавшие попадать в неловкую ситуацию, ограничивались наставлениями в том, что в отличие от ученого, который объясняет как все происходит, как эволюционирует Вселенная, у них есть ответ на вопрос о том, зачем все происходит. По прошествии более чем ста лет они приспособились к нападкам со стороны атеистов и агностиков-эволюционистов, чью аргументации можно передать примерно следующим образом:

Или, выражаясь более прямо:

Эхо этого спора отозвалось в космологии конца XX в., когда несколько авторов попытались объяснить основополагающие аспекты Вселенной, основываясь на человеческом существовании.

На протяжении всей истории находились те, кто утверждал, что устройство мира, каким мы его себе представляем, зависит от создаваемых нами же категорий и законов. Разум является, в некотором смысле, творцом природы, что не уставал повторять (в числе других) Иммануил Кант. Видимое нами вокруг себя регулируется, кроме прочего, тем, что мы из себя представляем как биологические существа. Астрономов с давних времен заботила ограниченность человеческого восприятия и тот факт, что есть целый мир разнообразных излучений (инфракрасный свет Гершеля, ультрафиолет Риттера и т. д.), представление о котором мы можем получать только с помощью приборов. Многие из наших отношений со Вселенной зависят от отличительных признаков жизненных форм (языка, нашей физиологической природы и т. п.), но есть и другие, связанные с самим нашим материальным существованием. Нам известны элементы, необходимые для существования живых организмов, включая азот, кислород, фосфор и, прежде всего, углерод. Водород и гелий, как сейчас считается, образовались во время первичного нуклеосинтеза, и только после долгого процесса они превратились в более тяжелые элементы, что происходило главным образом в недрах звезд. За смертью звезд следует рассеяние этих элементов, а затем объединение их в планеты и жизненные формы. До того как это произойдет, должно пройти в общей сложности порядка десяти миллиардов лет, а потому нет ничего удивительного в том, что мы – форма жизни на основе углерода – обнаруживаем себя во Вселенной, возраст которой насчитывает более десяти миллиардов лет. В этом смысле в утверждении, будто человек связан со Вселенной, нет ничего заведомо оккультного или мистического. Однако достаточное условие отнюдь не является необходимым, и находятся такие, кто хотел бы сделать его необходимым, провозгласив, что само наличие человеческой жизни накладывает особые ограничения на физические состояния, обеспечивающие обитаемость Вселенной.

Большинство попыток оценить вероятность существования жизни где-либо еще зависели во многом не только от астрономически определяемых условий, но и от того, что мы знаем о биологических качествах земной жизни. Это не затрагивает вопроса «зачем мы здесь?», но обеспечивает условия изучения обстоятельств возникновения жизни и, к примеру, того, как различные физические обстоятельства (даже такие, как изменение скорости расширения или временно́й шкалы Вселенной) будут влиять на результат. В этом нет ничего нового. Например, Томас Чемберлин верил в запасы некой атомной энергии у Солнца просто потому, что все другие известные альтернативы делали время жизни Солнца слишком коротким для завершения других известных процессов – эволюционных и геологических. Аналогичным образом, модели стационарной Вселенной были разработаны для устранения затруднений, порождаемых короткой временной шкалой, когда возраст всей Вселенной оказывался меньше, чем возраст ее составных частей. Однако если в последней четверти XX в. и было что-то по-настоящему новое, так это осознание того, насколько совершенным хранилищем жизни является наша Вселенная.

Истоки этой новой дискуссии восходят к 1930‐м гг., когда Эддингтон, Дирак и другие авторы попытались найти взаимосвязь между фундаментальными космическими константами и Дирак высказал несколько предположений о том, что некоторые «константы» Природы могут медленно меняться с течением времени. Роберт Дикке потратил несколько лет на проверку астрономических и геологических признаков подобных изменений. В 1957 г. он заявил, что количество частиц в наблюдаемой части Вселенной и числовые совпадения Дирака не случайны, но обусловлены биологическими факторами. Если бы Вселенная оказалась старше, то все звезды успели бы остыть, и в таких условиях человечество не имело бы возможности оглядеться вокруг, поскольку оно просто бы не возникло. Мы живем в весьма особое время; но если бы оно не было особым, мы не смогли бы об этом узнать, поскольку нас бы не существовало.

В 1961 г. и в последующие годы Дикке презентовал свои идеи, сопровождая их более подробными расчетами и выдвигая принцип, согласно которому условия, необходимые для возникновения жизни, включают в себя определенные соотношения между фундаментальными физическими константами. (Вопрос о том, подпадает ли это под категорию «слабого антропного принципа», является спорным. Как мы увидим далее, это словосочетание возникло позже.) Например, малейшее изменение заряда электрона при сохранении всех остальных физических констант сделало бы неосуществимым механизм ядерного синтеза внутри звезд, а значит сделало бы невозможным существование нашей формы жизни. Мартин Рис – кембриджский астроном с богатым опытом, что позволило ему в итоге получить должность Королевского астронома, потратил начиная с 1970‐х гг. много времени на исследование детальных и весьма драматичных последствий эволюции Вселенной в случае, если бы изменению подверглась одна только гравитационная постоянная. Жизнь смогла бы появиться, но совсем не в том виде, какой мы ее знаем. Можно провести параллели с эволюцией Вселенной, как она описана в поздних теориях Большого взрыва: они требуют тщательно подобранного состава исходных условий, чтобы сделать возможным продолжение расширения, возникновение звезд, галактик и пр. То или иное изменение исходных состояний и законов может помешать состояться нашей современной ситуации тем способом, каким, как мы полагаем, она состоялась; но не могло ли современное положение вещей возникнуть каким-нибудь другим способом? Игра заключается в том, чтобы отбросить все возможности, кроме единственной. Мы почти вернулись в дебаты XIX в., ведущиеся по поводу объяснения движения планет.

В 1974 г. Брэндон Картер предложил формулировку «антропный принцип» для описания того, что равнозначно простому логическому критерию: разумные существа не могут оказаться в областях, непригодных для жизни разумных существ. Никто не будет оспаривать эту логику. За этим принципом, как можно предположить, скрывается рекомендация астрофизикам и другим специалистам остерегаться игнорировать его, когда речь заходит о безупречной пригодности нашего мира для появления в нем жизни. Но так ли это на самом деле? Картер, можно сказать, устранил причины нашего изумления посредством нашей же везучести. Его принцип был таковым, что при желании его можно распространить на любое другое обстоятельство, требующее принимать во внимание физические условия жизни или разумной жизни, и если он и вызвал небольшие прения, то только по причине явной самоочевидности.

Существует аргумент с иной отправной точкой: физическая природа Вселенной такова, что в ней на каком-то этапе обязательно возникают живые существа и человечество в частности. Картер присвоил ему название «сильный антропный принцип», согласно которому Вселенная должна быть познаваема и на каком-то этапе должна «позволить появиться внутри себя наблюдателю». Название выбрано неудачно, поскольку это вовсе не более строгая форма какого-либо простого принципа. Его можно формулировать различными способами. В 1986 г. Джон Барроу и Франк Типлер решительным образом выступили в защиту строгого телеологического принципа, утверждая, что Вселенная обитаема просто в силу возможности развития в ней разумной жизни. Обитаемость является конечной целью Вселенной, поэтому она должна быть обитаемой, и в данном случае слово «должна» нагружено смыслом, внесенным в него Аристотелем, а не тем, что предполагает обычная логика. Нужно много книг, а не пара строк для всестороннего обсуждения допустимости телеологического обоснования, которое легче поддается пониманию, если развитием событий движет божественная десница. Посюсторонние предпочтения уже не в моде. Барроу и Типлер пошли еще дальше в своих намеках на «окончательный антропный принцип», согласно которому жизнь никогда не исчезнет. (Во всех этих дебатах слово «антропный» использовалось очень вольно. Оно должно применяться для обозначения только человеческой жизни, но нет никаких оснований полагать, что человеческая жизнь сохранится до конца времен.)

Нашлись сторонники сильного принципа, приступившие к попыткам описания в очень широких, но приемлемых физических категориях всех возможных миров, одна часть которых была абсолютно непригодна для жизни, а другая – пригодна. Затем последовали попытки определения структурных качеств, необходимых для зарождения наблюдателя. Однако вероятность успеха этой программы может оказаться близкой к нулю, поскольку большая часть работы, проведенной в космологии и астрофизике во второй половине XX в., не ставила перед собой задачи разработать строгую аргументацию для решения этой общей проблемы. Например, Фред Хойл рассматривал антропные принципы как нечто совершенно естественно вытекающее из открытой им серии совпадений в отношениях между определенными свойствами («резонансными уровнями ядер»), важными для биологии химических элементов. В наиболее известном его примере рассматриваются свойства ядра атома углерода, будто специально устроенного таким образом, чтобы иметь возможность собираться из гелия внутри звезд. Если бы расчетные свойства углерода отличались даже на очень малую величину, этот процесс не мог бы происходить, и во Вселенной не существовало бы ни углерода, ни других элементов тяжелее углерода. Понятно, что живые создания построены в значительной степени из молекул, содержащих атомы углерода. Если бы они не были так хорошо отлажены, то и жизнь тоже не возникла бы.

Этот тип доказательства может быть применен ко всем рассматриваемым здесь аргументам, даже к религиозным, поддерживать которые Хойл не имел никакого желания. Из рассмотренных здесь принципов трудно понять, каким образом они, не являясь логически верными, могут функционировать в науке. Они могут информировать нас (или, скорее, понуждать нас информировать других) об определенных характеристиках того мира, в котором мы живем, они могут быть даже полезны при конструировании гипотез, помогая отклонять отдельные варианты. Но поддаются ли они сами подтверждению или опровержению? Способы такой проверки предлагались, начиная с идеи, что наша Вселенная является привилегированной среди множества других вселенных. Существует несколько способов введения в обиход последней концепции. Некоторые люди говорят о том, что другие вселенные действительно существуют, и, возможно, они как-то связаны с черными дырами, в то время как другие говорят о них как о чем-то потенциально возможном. Механизм отбора для отделения группы гипотез с наилучшим потенциалом сталкивается с очевидными проблемами, которые не будут здесь затронуты, но идея, выдвинутая американским космологом Ли Смолиным, заслуживает нескольких слов. Это возвращает нас на круги своя в том смысле, что заставляет обратиться к старому вопросу об эволюции животных и растений. Согласно его предположению, в ходе коллапса черной дыры из ее содержимого может прорасти нечто подчиняющееся физическим законам, отличающимся от тех, которым подчиняется родительский объект, но отличающимся лишь в очень малой степени. После смены многих поколений эта игра приведет к появлению вселенной, наиболее эффективной с точки зрения производства потомства. Проверка будет заключаться в том, чтобы решить, действительно ли мы живем во вселенной, которая в том или ином смысле максимально эффективна для порождения других вселенных посредством механизма черной дыры Смолина или чего-то схожего с ним. Остается только гадать о том, что будущие историки сделают с этими спекулятивными утверждениями XX в. (Возможно, прародитель нашей Вселенной тоже способен поддерживать жизнь?) Эта теория, по крайней мере, оставляет хоть какую-то надежду на наблюдательную проверку.

Что они действительно порождают, так это обилие литературы, направленной в основном на широкую публику, – «антропные» принципы способны снискать себе широкий интерес. Причина этого, несомненно, в том, что они затрагивают очень глубокие, даже религиозные, истины. Претендующие на знание ответа на вопрос «Зачем мы здесь?», создают впечатление людей либо поддерживающих, либо, наоборот, оспаривающих религию, хотя большинство из них не признает этого. Однако имелись и те, кто сделал кое-что в этом направлении – иногда с серьезными намерениями, а иногда – просто из озорства. Одним из наиболее известных и настойчивых антагонистов в этом отношении был Стивен Хокинг. Его книга «Краткая история времени», опубликованная в 1988 г. и побившая все рекорды, дала ему возможность объяснить свой скептицизм в ходе рассуждения о концептуальных трудностях, возникающих, когда мы пытаемся понять, что такое первый момент времени.

Одно из классических возражений против моделей Большого взрыва заключалось в следующем: в условиях высокой плотности, образующейся непосредственно после «нулевого времени», у нас нет ни малейшего представления о том, какую из физических теорий применять. Хотелось бы напомнить о модели квантовой космологии, разработанной в 1980‐х гг. Стивеном Хокингом и Джеймсом Хартлом, в которой они придумали удобный способ избежать разговора о начале Вселенной и объяснили его через аналогию с ситуацией на Северном полюсе. Не существует широты более 90°, однако это не образует экстремума на поверхности Земли. Вы можете даже пройти через полюс, не подвергшись воздействию какой-либо особой физической силы. Аналогично этому, писал он: «Количественная величина, которой мы измеряем время, имеет свое начало, но это не означает, что у пространства-времени есть край». Посредством устранения границы времени его космологическая теория обходила гибельную сингулярность, которая пугала остальных, поскольку означала крушение физических законов, но какие выводы можно извлечь из этого? Он ясно обозначил свое мировоззрение – поскольку у Вселенной нет начала и конца, границ и краев, то в ней нет места и для Создателя.

Хокинг анонсировал некоторые из своих технических находок в этой области на конференции, состоявшейся в Ватикане в 1981 г. Несмотря на его открытый скептицизм в отношении существования Бога, он не побоялся впоследствии уподобить свои идеи идеям Блаженного Августина, который говорил, что Бог создал время вместе со Вселенной. Что он имел в виду, проводя параллели между собой и влиятельным христианским автором, верящим в то, что Бог – создатель Вселенной? Позиция Августина – это и не физическая, и не философская концепция. Он жил, верил и был в высшей степени последовательным и понятным мыслителем, объяснявшим, почему Бог необходим не только в момент происхождения мира, но и в каждый последующий момент времени для поддержания его существования. Однако вернемся к Хокингу: одним из наиболее часто цитируемых его утверждений он заключил упомянутую книгу. Если мы действительно создадим «теорию всего», предположил он, то тогда все мы сможем принять участие в дискуссии о том, почему так произошло, что существуем мы и существует Вселенная. И если будет найден ответ на такой вопрос, это будет полным триумфом человеческого разума, ибо тогда нам станет понятен замысел Бога.

Хокинг нигде не объясняет, что он понимает под вопросом «зачем мы существуем». Для типичного теиста человеческая жизнь не имеет значения во Вселенной без Бога, таким образом вопрос о том, зачем мы существуем, скрыто содержит в себе допущение о существовании Бога. Создается впечатление, что когда Хокинг (как и многие другие космологи) упоминает о Боге, в которого он, в силу своей профессии, не верит, он делает это только в риторических целях, прибегая к языку, знакомому с детства большей части его читателей. Все мы, в силу нашего воспитания, так или иначе связаны с историей – даже тогда, когда отвечаем на вопросы, которые считаем абсолютно бессмысленными. Когда космологи случайным образом упоминают о Боге, о Создателе, выступая за или против него, они, как правило, имеют в виду теологию сотворения, которая требует внезапного начала во времени. Это общераспространенный религиозный взгляд, основанный на библейской истории «Бытия», но он не является обязательной частью теологии сотворения. Как давным-давно отметил Фома Аквинский, даже миру, не имеющему начала, нужна причина того, почему он вообще существует. Как бы то ни было, в ходе одной оксфордской лекции, прочитанной через восемнадцать лет после выхода книги (эту лекцию слушали также по видеосвязи в Триесте, в Италии), Хокинг все еще употреблял теологическую лексику. После очередного изложения своей изящной аналогии с полюсом, он отметил: «Мы являемся продуктом квантовой флуктуации на очень ранней стадии развития Вселенной». И добавил в ответ на изречение Эйнштейна: «Бог и правда играет в кости». Бог?

Не следует преувеличивать роль чисел, так как космологи по-видимому более, чем другие ученые, склонны делать экскурсы в теологию. Они слетаются на нее как мотыльки на свечу. И, возможно, для объяснения движения мотылька понимание того, что такое мотылек, в долгосрочной перспективе окажется более полезным, чем понимание того, что такое пламя. Даже в современной науке личная биография не может полностью игнорироваться как мотивирующий фактор. Джеймс Джинс, математик, получивший образование в Кембридже, понимавший Вселенную как нечто, построенное на сложных математических моделях, настаивал на том, что она должна быть продуктом ума божественного математика. Это почти в точности по Платону. Джинс не утверждал, будто он понимает замысел Бога, но использовал существование весьма успешной математической науки в качестве доказательства существования Создателя и как опору для своих религиозных воззрений. Можно привести в пример сотни авторов, пришедших к аналогичным выводам до него. Для квакера Герберта Дингла стационарная теория Вселенной нарушала закон сохранения энергии – следовательно, была сверхъестественной, а потому ложной. Для теиста сэра Бернарда Лавелла она также представлялась сверхъестественной, и поэтому, чтобы быть правильной, нуждалась в Боге. Бенедиктинец Стэнли Яки характеризовал трех упомянутых авторов как язычников, одержимых глубокой тоской по вечной Вселенной. Такие слова, как «сотворение», все еще могут иметь взрывной эффект, если произнести их в нужном месте.

Сегодня подавляющее большинство астрономов обладают более трезвым складом ума. Они видят в себе лишь специалистов, предлагающих научное объяснение мира, в котором мы обитаем, – объяснение, мало чем отличающееся от предлагаемых другими физическими науками. В свое время астрономия была связана со многими вещами, и то, что она стала одним из прототипов для более фундаментальных наук, занимает не последнее место в ее истории. Она поставляла в другие науки методы, законы движения, эмпирические данные и умела извлекать из этого определенную выгоду. Для некоторых людей астрономия продолжает оставаться тем, чем она была на протяжении всей своей долгой истории, – игровой площадкой для необузданных метафизических и теологических спекуляций, но эти темы уже давно не интересуют ее всерьез. Когда современные астрономы открыто называют себя агностиками, а затем, не переводя дыхания, описывают сигналы, обнаруженные «COBE», как «следы божественного замысла», это свидетельствует только об одном: теологическая казуистика уже не та, что раньше. В течение долгого времени астрономия и религия были тесно сплетены корнями, они и по сей день не свободны друг от друга. Исследование столь громадного предмета познания, максимально далекого от наших субъективных предпочтений, – такова уж ирония судьбы – должно от начала до конца осуществляться в тесном взаимодействии с принципами человеческой природы.