Глава 1
Движения Марса
В течение тысяч лет он был только
кроваво-красной точкой среди россыпи звезд — неназванный житель бездорожной
ночи. Иногда, когда эта точка поворачивала ближе к Земле и сияла подобно горящему
углю в темноте, это, должно быть, будило ужас среди примитивных наблюдателей
неба, чтобы исчезнуть в относительном мраке и быть забытым ещё раз. Ко времени,
когда Египтяне уладили свою цивилизацию по берегам Нила, эта точка стала стала
достаточно знакомой, чтобы получить название — Har decher, Красный. Вавилоняне
упоминали её как Nergal, Звезда Смерти, у Греков же она ассоциировалась с войной
и кровопролитием — это был Пламенный, или бог войны, Ares — одно и то же с римским
богом Марсом.
Вавилоняне сделали тщательные астрономические наблюдения и развили сложную систему
арифметических вычислений для предсказания астрономических явлений типа затмений.
Однако их цели были строго календарны и религиозны, и они никогда не пытались
объяснить причины для любого из движений, которые они наблюдали. Суеверие было
широко распространено, и многие астрономические события расценивались, как зловещие
— не только затмения, но даже восходы Венеры рассматривались как предзнаменования.
Именно среди древних греков мы должны искать первые попытки более рациональной
перспективы. Они определили Марс как одну из пяти "блуждающих" звезд,
или планет, которые двигаются относительно "неподвижных" звезд. Две
из планет — Меркурий и Венера — на небе всегда видны недалеко от Солнца; их
угловые расстояния от него никогда не превышают 28° и 47° соответственно, и
они могут проходить между Землей и Солнцем (нижнее соединение) или позади Солнца
(верхнее соединение). Так бывает, как мы теперь знаем, из-за того, что их орбиты
лежат внутри орбиты Земли.
Внешние планеты — Марс, Юпитер и Сатурн — могут оказаться на небе в противоположной
Солнцу точке: ситуация, конечно, невозможная для планеты, которая находится
ближе к Солнцу, чем Земля. Когда планеты появляются таким образом, это называется
противостоянием. Тогда они достигают своего самого большого блеска. Они поднимаются,
когда Солнце заходит, и уходят под горизонт, когда Солнце встаёт, достигая наибольшей
высоты в небе в полночь.
Обычное движение Марса среди звезд — с востока на запад. Незадолго до противостояния,
однако, он внезапно останавливается, полностью изменяет направление, и движется
в противоположную сторону какое-то время, образуя петлю, затем останавливается
снова и возобновляет своё обычное движение с востока на запад. Юпитер и Сатурн
поступают так же, но они двигаются медленнее и путешествуют через меньшие петли,
поэтому их движение менее очевидно, чем в случае Марса. Эти движения были так
непонятны, что древние астрономы, наблюдавшие их, были в отчаянии. (автомат
перевёл: Так затруднительны были эти движения, что Марс был в отчаянии от видимых
невооруженным глазом астрономов.) Известный учёный Плиний, который погиб при
попытке наблюдать (слишком близко) извержение Везувия в 79 году, назвал их "inobservabile
sidus"; позднее один из астрономов, пытаясь вычислить движения Марса, в
припадке гнева расшиб себе голову о стену.
После завершения петли Марс возобновляет свой дрейф на запад относительно неподвижных
звезд. Его блеск по мере приближения к Солнцу постепенно становится слабее и
наконец он проходит позади Солнца (верхнее соединение). Тогда он, невидимый,
появляется вместе с Солнцем на утреннем небе, и только через два года и два
месяца Марс опять войдёт в противостояние и засияет подобно горящему углю в
ночном небе.
Древние греки считали само собой разумеющимся, что Земля есть центр вселенной.
Они также принимали, что планеты равномерно перемещаются по совершенным кругам.
К сожалению, равномерное движение вдоль простых кругов не объясняло сложные
движения, которые греки наблюдали в реальности, и они столкнулись с проблемой
"экономии явлений", пытаясь показать, как наблюдаемые движения могли
получиться исходя из их принципа однородных круговых движений.
Одна изобретательная схема была представлена Евдоксом из Книда, математиком
и современником Платона (действительно, он работал два месяца в Афинах учеником
в Академии, хотя и провёл большую часть жизни в Египте). В четвертом столетии
до н.э. Евдокс предложил систему гомоцентрических сфер, согласно которой наблюдаемое
движение планеты было произведено в соответствии с независимыми движениями нескольких
вложенных сфер, центр каждой из которых сосредоточен на Земле. Схема достаточно
хорошо могла объяснить попятные движения, но она не объясняла, почему, если
сферы разделили общий центр, планеты изменяют свою яркость — в случае Марса,
довольно значительно.
Наиболее очевидное объяснение колебаний в яркости было то, что Земля не была
центром всех движений. В 250 году до н.э Аристарх Самосский, кто по крайней
мере от нашей современной перспективы был самым великим из древних астрономов,
разработал полную гелиоцентрическую систему, в которой все планеты кружились
перед Солнцем. Аристарх расценил Землю как обычную планету: она делала один
оборот вокруг своей оси каждые двадцать четыре часа, и путешествовала в круговом
пути вокруг Солнца с периодом в один год. Этим одним смелым ударом он решил
проблему попятных движений, которые, как замечено, были отражениями орбитального
движения Земли, они — очевидные смещёния, когда планеты рассматриваются с различных
точек из-за того, что Земля преследует свой курс вокруг Солнца.
К сожалению, Аристарх был слишком далек перед его временем, и более поздние
греки не следовали за его лидерством. Его теория не считалась точной для наблюдаемых
движений главным образом потому, что, как мы теперь знаем, орбиты планет не
настолько круговые, как думал Аристарх. Наиболее известные греческие астрономы,
жившие после него, включая Аполлония и Гиппарха, возвратились к геоцентрической
системе.
В их руках оформилась бесславная система эпициклов. Она получила свою основную
разработку через усилия Клавдия Птолемея, жившего в Александрии во втором столетии
нашей эры; он подробно изложил её в своей большой книге, Almagest (самый большой)
— таким образом, система эпициклов также известна под именем птолемеевской.
Каждая планета принималась ходящей вокруг маленького круга, известного как эпицикл,
который в свою очередь передвигался вокруг большего круга (деферента) с центром
на Земле. Объединенное движение по эпициклу и деференту заставляло каждую планету
качаться относительно Земли время от времени, таким образом производя попятные
движения. Даже кроме попятных движений, планеты имели переменное движение по
Зодиаку; поэтому Птолемей сделал деференты слегка смещёнными относительно Земли.
Даже это не объясняло движения планет, однако Птолемей ввёл в свою систему ещё
большую свободу. Он нашел точку, punctum aequans, от которой движение планеты
по деференту будет казаться равномерным, она была расположена на коротком расстоянии
от центра в противоположном направлении от Земли (построение, известное как
"деление пополам эксцентриситета"). В практических терминах, это вовлекало
отказ от принципа однородных круговых движений в целом, но оказалось блестяще
успешным как устройство для вычисления наблюдаемых движений планет.
Система Птолемея, несмотря на ее искусственность, оставалась последним словом
в астрономии в течение тысячи лет. Хотя Темные Века упали на Западную Европу,
кладя конец астрономическим исследованиям здесь, астрономия полностью не задулась.
На Востоке, в Багдаде, арабские ученые продолжили наблюдать звезды, и они также
пытались делать незначительное урегулирование в птолемеевской теории. Только
с возрождением изучения в Европе, однако, появился реально сделанный прогресс.
Существенный шаг был предпринят Николаем Коперником, польским каноником в соборе
Frauenburg. Через семнадцать столетий после схемы, предложенной дальновидным
Аристархом, Коперник повторно представил гелиоцентрическую систему. Не Земля,
а Солнце стало центром системы, и снова обнаружился факт, особенно очевидный
в случае Марса, что попятные движения были простыми отражениями собственного
движения Земли по её орбите. "Это случается," — написал Коперник,
— "из-за движения не планеты, а Земли, изменяющей своё положение на орбите.
Поскольку Земля движется быстрее, чем планета, то по линии визирования, направленной
к планете на небосводе, Земля более чем нейтрализует движение планеты.... Неравенство
достигает своего максимума для каждой планеты, когда линия визирования к планете
тангенциальна к периметру большого круга."
К сожалению, подобно преемникам Аристарха, Коперник нашел, что его гипотеза
простых круговых орбит вокруг Солнца не соглашалась точно с наблюдаемыми движениями
планет, и он также был вынужден представить осложнения, включая возвращение
тяжелых эксцентрических кругов и эпициклов, хотя по всей справедливости надо
признать, что он уменьшил их число. Он был также виновен в некоторых удивительных
несообразностях. Поскольку видимое движение Солнца — фактически отражение орбитального
движения Земли — изменяется в течение года, удобно представить концепцию среднего
Солнца, чьё положение определяется средним значением ежегодного движения Солнца.
Коперник относил планетарные движения скорее к среднему Солнцу, чем к истинному
Солнцу, и это вынудило его предполагать, что орбита Земли имела переменное наклонение.
Несмотря на эти недостатки, он понял саму сущность движений; его большая книга
De Revolutionibus Orbium Caelestium (На витках астрономических сфер) — одна
из бессмертных работ науки. Она появилось в 1543, году его смерти, и говорят,
что первые копии достигли его на смертном одре.
Работа Коперника не нашла немедленного принятия. Наиболее жестокое сопротивление
оказали богословы, но много астрономов были также оппозиционно настроены в отношении
его взглядов, включая Тихо Браге (Tycho Brahe), самого великого астронома того
поколения, которое явилось после смерти Коперника.
Тихо был полностью другим сортом человека, нежели Коперник. В то время как Коперник
— прежде всего теоретик, он сделал только несколько собственных наблюдений,
Тихо же главным образом наблюдатель — один из самых великих, кто когда-либо
жил.
Он был рожден в 1546, тремя годами после того, как Коперник умер. Он был принят
при рождении зажиточным дядей, кто предназначил его для карьеры в политической
прозорливости и послал его в возрасте шестнадцати лет в Университет Копенгагена,
чтобы изучить закон. Будучи там, 21 августа 1560 года Тихо засвидетельствовал
частичное затмение Солнца, и это изменило направление его жизни. Дата затмения
была предсказана астрономами, и Тихо, как его ранний биограф Пьер Гассенди написал,
"думал: как божественно, что люди могут знать движения звезд настолько
точно, чтобы предсказывать их места и относительные положения." Вскоре
он получил копию "Альмагеста" Птолемея и работал с ней. Его дядя не
одобрил эти занятия и отослал его из Дании, пристроив его вместо этого в Университет
Лейпцига и дав наказ учителю по имени Ведель (Vedel) присматривать за ним. К
сожалению, ход был напрасен; ничто не было так сильно в Тихо, как решительность.
Он изучал юриспруденцию в течение дня, но ночью, когда Ведель спал, прокрадывался
наружу наблюдать звёзды.
К этому времени Тихо понял, что астрономические таблицы были не столь точны,
как он сначала предполагал, и также что их реформа зависела от получения более
точных наблюдений. Это — то, что он решил делать. Вскоре его дядя умер, и больше
ничто не стояло на его пути.
Из Лейпцига Тихо пошел в Университет Ростока. В это время он вовлёкся в горячий
спор с коллегой по математическому вопросу. Они решили уладить их спор на поединке,
который закончился для Тихо отрезанным кусочком носа (он быстро заменил его
новым, сделанным из меди и воска). Из Ростока он пошел в Университет Базеля,
а потом окончательно возвратился в Данию и установил частную обсерваторию в
Herre Vad, на деньги другого зажиточного дяди.
В Herre Vad Тихо Браге наблюдал блестящую новую звезду, которая появилась в
созвездии Кассиопеи в 1572 году. Она оставалась заметной какое-то время, затем
начала постепенно гаснуть, и за это время Тихо показал, что звезда была чрезвычайно
отдалена: чем бы она ни была, она располагалась в сфере "неподвижных"
звезд. Книга, которую он написал о звезде, сделала его известным, и вскоре после
издания он получил от Короля Дании Фредерика II предложение, от которого нельзя
было отказаться. Фредерик предоставил Тихо в пользование Hven, остров в Балтийском
море между Эльсинором и Копенгагеном. Тихо принял предложение, и в 1576 году
основал наиболее роскошную обсерваторию в Европе. Приборы там были лучшие на
тот день, хотя само собой разумеется, все они были предназначены для наблюдений
невооруженным глазом, потому что телескоп ещё не был изобретен.
В течение следующих двадцати лет Тихо работал над компилированием звездного
каталога, чьим данным можно было бы доверять в пределах двух или трех угловых
минут, и создал обширный архив аккуратных наблюдений планет, включая Марс, который
он наблюдал в каждом противостоянии, начиная с такового в 1580 году. В 1583
году он отметил, что во время противостояния Марс передвигался попятно со скоростью
почти половины градуса в день; это доказало, что Марс мог подлетать к Земле
намного ближе чем Солнце, что было истинно в системе Коперника, но не Птолемея.
Однако, Тихо все ещё не был полностью удовлетворен идеями Коперника. Он принял
позицию компромисса, известную как система Тихо, в которой Земля осталась в
центре; планеты пошли вокруг Солнца, в то время как Солнце в свою очередь кружилось
перед Землей.
Часто говорят, что Тихо был сварливый, склочный человек. К сожалению, это, кажется,
действительно имело место; и он был также властный владелец, на острове его
не любил почти никто, и после смерти Фредерика датский суд нашёл пригодным отключить
его финансирование. В 1596 году Тихо оставил Hven, взяв наряду с наблюдениями
также самые портативные из приборов. Он пошел сначала в Германию, а затем, по
приглашению Императора Священной Римской империи Рудольфа II, обосновался в
Праге, в Богемии. Ужасные религиозные войны между Протестантами и Католиками
были тогда в полном разгаре, и в 1600 году Тихо соединился с молодым протестантским
математиком, Йоханном Кеплером, которого выгнали с должности математика в Граце,
Австрия, потому что его религия отличалась от таковой Католического Эрц-герцога
Фердинанда. В то специфическое время Тихо и другой помощник, Христиан Северинус
(или Лонгомонтанус, как он называл себя), работали над теорией движения Марса,
и Кеплер был привлечён к той же самой монументальной задаче. Кеплер позже отметил,
что "если бы Христиан занялся какой-нибудь другой планетой, я бы тоже начал
не с Марса."
Тихо Браге, бережливый и ревнивый к своим наблюдениям, дал Кеплеру лишь ограниченный
доступ к своим записям, и их отношения были весьма натянутыми время от времени.
Чудесным образом они сумели избежать полного разрыва, и 24 октября 1601 года
Тихо умер внезапно от болезни лёгких. (Его последние слова были "Позвольте,
я, кажется, жил не напрасно.") Кеплер был назначен наследником, и приборы
Тихо, и запас наблюдений попал в его руки. Наконец способный работать свободно,
Кеплер с энтузиазмом возвратился к своим изучениям Марса. В отличие от Тихо,
Кеплер всегда был подтвержденный коперниканец. Но там, где Коперник принял среднее
Солнце вместо истинного Солнца как центр планетарных движений, Кеплер сразу
исправлял его, проведя плоскость орбиты Земли через истинное Солнце. Он был
вознагражден за эту последовательность открытием, что орбита Марса была наклонена
к плоскости эклиптики с постоянным углом 1° 50', после чего Кеплер воскликнул,
"Коперникус не знал своего собственного богатства!" Он затем попытался
повторно вычислять орбиту Марса , отнеся её также к истинному Солнцу. Он начал,
предполагая, что орбита планеты была круговая, но что скорость по этому кругу
была переменная. Используя наблюдения Марса за 1587, 1591, 1593, и 1595 год,
он попытался опытным путем расположить punctum aequans. После многочисленных
испытаний, он почти преуспел; он произвел теорию, в которой несоответствие с
наблюдениями Тихо в любой точке орбиты никогда не превышало восемь минут дуги.
Это удовлетворило бы большинство людей, но Кеплер имел высшее доверие к наблюдениям
Тихо, и он отклонил эту первую теорию, которую он впредь называл "опосредованная
гипотеза."
Кеплер был не очень разочарован, так как он никогда не беспокоился о концепции
punctum aequans. Думая в физических терминах, он не понимал, как планеты могут
двигаться вокруг пустой математической точки. Вместо этого, он верил, что планеты
перемещаются вследствие силы, исходящей от Солнца. Это было только разумно;
в конце концов, их скорость была максимальной вблизи Солнца и минимальной далеко
от него. Более точно говоря, Кеплер показал, что радиус-вектор (линия, соединяющая
планету с Солнцем) за одинаковое время покрывает одинаковую площадь. Эта концепция
стала известной как второй закон планетарного движения Кеплера, хотя на самом
деле это было первое, что он обнаружил.
Это открытие очень упростило его вычисления, но его главная цель — форма Марсианской
орбиты — всё ещё уклонялась от него. После отказа от опосредованной гипотезы
он решил прослеживать форму орбиты без любого предвзятого мнения относительно
того, чем она могла бы быть. Его первая задача состояла в том, чтобы повторно
исследовать собственное движение Земли вокруг Солнца. Рассматривая два из наблюдений
Марса, в которых планета была в том же самом месте, но относительно точки зрения
наблюдателя на Марсе, а не на Земле, Кеплер смог показать, что орбита Земли
была столь же эксцентрична, как орбиты других планет. Руководствуясь этой информацией,
он построил таблицы, дающие точные расстояния и долготы Солнца, и затем, наконец,
определил расстояния Марса от Солнца. Так как Марс тратит 687 дней, чтобы облететь
по орбите Солнце, он, если измерить его положение через 687 дней, возвратится
к той же самой точке своей орбиты; но Земля, которая заканчивает каждый виток
через 365.26 дней, будет в двух различных позициях при измерениях. Если знать
угол между Марсом и Солнцем в этих двух точках, можно определить расстояние
Марса от Солнца в единицах, равных расстоянию от Солнца до Земли.
Таким образом Кеплер смог вычислить расстояние Марса от Солнца в различных точках
его орбиты. Каждый раз он находил, что расстояние было меньше, чем должно было
быть для круговой орбиты. Это означало, что орбита была овалом некоторого вида.
Чтобы упростить свои вычисления, он начал использовать более послушный эллипс
как вспомогательную кривую, и однажды даже написал своему другу, способному
наблюдателю Дэвиду Фабрициусу, что, если орбита действительно эллипс, то математические
трудности уже давно решены Архимедом и Аполлонием. Но в это время он уже не
мог дальше изучать этот вопрос. Его усилия были героические, и временами он
рисковал потерять своё здоровье. Действительно, он стал настолько изношенным,
что решил пропустить целый год, 1603, и искать расслабление в оптических исследованиях.
При возвращении к "войне с Марсом" в начале 1604 года Кеплер решил
по наблюдениям Тихо построить график положений планеты на её орбите в двадцати
двух различных точках. Когда он сделал так, оказалось, что все точки упали в
пределах эксцентричного круга опосредованной гипотезы, но оставили полумесяц
на каждой стороне между настоящей орбитой и кругом. Он все ещё думал, что форма
орбиты должна была быть некоторого сорта овалом. Он заметил, что, если принять
радиус круговой орбиты за 1, расстояние до полумесяца в его самом широком месте
равнялось 1.00429. Случайному читателю это ничего не скажет, но Кеплер мучался
над орбитой Марса в течение шести лет. Используя в этих вычислениях свой закон
площадей, он часто использовал так называемое оптическое уравнение Марса, которое
дает видимый с Земли угол между Солнцем и центром орбиты Марса; В этот момент
ему случилось заметить (явно благодаря удаче, как он сказал, но его разум был
хорошо подготовлен) что для максимальной величины этого угла, 5° 18', отношение,
известное как секанс, равно 1.00429. Это было крупное достижение, в котором
он нуждался. "Я пробудился как ото сна," — он воскликнул, — "новый
свет сломался надо мной." Он теперь понял связь между центром орбиты Марса
и расстоянием от Марса до Солнца в самой широкой точке полумесяца, и предполагал,
что эта связь должна быть постоянной для любой точки орбиты. После ещё нескольких
испытаний, он сделал своё второе большое открытие: уравнение, которое правильно
описывает орбиту Марса — эллипс с Солнцем в одном из фокусов.
Кеплер понял: то, что истинно для Марса, должно быть истинным и для других планет:
они также должны следовать по эллиптическим путям. Но он также был удачлив;
если бы он работал с движениями любой другой планеты, он никогда не сделал бы
это открытие. Кроме Меркурия, который трудно наблюдать из-за его близости к
Солнцу, Марс имеет наиболее эксцентричную орбиту из планет, известных к тому
времени. Если бы он начал, скажем, с движения Венеры, чья орбита почти круговая,
решение несомненно осталось бы вне его понимания. Таким образом Кеплер расценивал
не иначе как чудо тот факт, что когда он присоединился к Тихо в Праге, Лонгомонтанус
работал над Марсом. "Чтобы достичь понимания," — он написал,— "было
абсолютно необходимо брать движение Марса как основание, иначе эти тайны останутся
вечно скрытыми."
Кеплер обнаружил свои первые два закона планетарного движения к 1605 году, и
также закончил большую книгу, "Новую Астрономию... Комментарии по Движениям
Марса". Он объявил Императору Рудольфу в подходящей военной метафоре триумф,
к которому его привела неизменная вера в наблюдения Тихо и его собственные неустанные
усилия: “я приношу Вашему Величеству благородного пленника, которого я захватил
в трудной и утомительной войне, ведённой под Вашим покровительством.... До настоящего
времени никто так не смеялся над человеческими усилиями; напрасно астрономы
готовились к сражению; напрасно они потратили все свои ресурсы и вывели отряды
в поле. Марс, играясь их усилиями, разрушил их машины и обратил в прах их эксперименты;
невозмущенный, он нашёл убежище в непроницаемой тайне своей империи, и мастерски
скрыл своё продвижение от глаз врага.... Из моей команды я должен, прежде всего,
похвалить деятельность и преданность отважного капитана Тихо Браге, кто под
эгидой Фредерика и Христиана, суверенов Дании, и затем под эгидой Вашего Величества
каждую ночь в течение двадцати последовательных лет изучил почти без отсрочки
все привычки врага, выставляя планы его кампании и обнаруживая тайны его продвижения.
Наблюдения, которые он завещал мне, очень помогли изгнать тяжкое и неопределенное
опасение, ведь недостаточное число опытов могло быть неожиданно разбито неизвестным
врагом.”
Кеплер надеялся полуить финансоую поддержку от Рудольфа, чтобы распространить
свои исследования на другие планеты. Рудольф был, однако, хронически ограничен
в средствах и не имел достаточно денег, чтобы бороться во всех своих сражениях
на Земле, уже не говоря о битвах среди звезд; даже деньги, чтобы издать книгу
Кеплера по Марсу не были немедленно выплачены, и появление книжки было отсрочено
до 1609 года.
Остальная часть жизни Кеплера была полна испытаний. Его заработок был непрерывно
в долгах, его первая жена страдала от эпилептических приступов и наконец умерла,
а его трое детей были уступлены оспе. В 1612 году сама Прага стала полем битвы,
и Кеплер бежал в Линц в Австрии. Несмотря на всё это, Кеплер продолжил свои
трудолюбивые вычисления, и в 1619 году объявил открытие третьего закона планетарного
движения — так называемый гармонический закон: "квадрат периода обращения
пропорционален кубу среднего расстояния от Солнца."
Важность этого закона состоит в том, что он держит ключ к масштабу солнечной
системы: относительные расстояния планет от Солнца могут быть определены из
их периодов. Если периоды выражены в земных годах, расстояния следуют немедленно
в величинах расстояния Земли от Солнца (которое равняется 1 астрономической
единице, или 1 a.е.; таким образом Марс, который имеет период 1.881 земного
года, должен находиться на среднем расстоянии от Солнца 1.524 a.е., исходя из
уравнения 1.8812 = Х3 = 3.538).
В 1626 году Линц попал под осаду, и Кеплер был вынужден бежать снова. В конечном
счете он нашёл убежище в свите главного генерала армий Священной Римской империи,
Альберта фон Валленштейна, в его недавно сформированном герцогстве Sagan в Силезии.
Годом позже, Кеплер издал свои долгожданные таблицы планетарного движения, Rudolphine
Tables, названные по имени его прежнего патрона, умершего в 1612 году. Но хронические
финансовые заботы и сверхурочная работа начинали сказываться на нем. Наконец,
в октябре 1630 года он отправился в поездку в Регенсбург, где он надеялся совещаться
с императором о предоставлении другой резиденции, но поездка оказалась слишком
многой для него, и после короткой болезни он умер 15 ноября 1630 года.
Законы Кеплера содержат обязательные факты о планетарных движениях. Однако,
они были получены опытным путем из наблюдений Тихо Браге. Только позже, Айзек
Ньютон в его величественном Principia 1687 года смог получить их от физической
теории — его принципа универсальной гравитации. Согласно Ньютону, каждое тело
во вселенной притягивает каждое другое тело с силой, пропорциональной произведению
масс, которую каждое из них содержит, и обратно пропорциональной квадрату расстояния
между ними. В простом двухчастичном случае, типа планеты, облетающей по орбите
Солнце, или спутника, облетающего по орбите его первичную планету, движение
того вокруг другой — по существу эллипс Кеплера; но конечно дела обстоят не
так просто — каждая планета нарушает движение каждой другой, так, что если добираться
вниз к деталям, фактические движения очень усложнены.
Движения Марса теперь известны. Он перемещается по эллиптическому пути, поэтому
его расстояние от Солнца изменяется от 206.5 миллионов километров в наибольшем
приближении (перигелии) до 249.1 миллиона километров в наибольшем удалении (афелии).
Среднее расстояние — 227.9 миллионов километров. Планета заканчивает каждый
виток в приблизительно 687 дня — 686.98 дней, если быть точной.
Из-за гравитационного влияния Солнца и планет на приливный горб вдоль экватора
Марса его орбита постепенно изменяется со временем; позиция его перигелия медленно
вращается в космосе, и форма его эллипса — также переменная, текущая величина
эксцентриситета — 0.093 (по сравнению с 0.017 для Земли), но в течение двух
миллионов лет она изменяется между 0.00 и 0.13. Я буду больше говорить о последствиях
этих орбитальных изменений позже.
В противостояния Марс и Земля лежат на одной и той же стороне их орбит от Солнца
и ближе всего подходят к друг другу (из-за небольшого наклона орбиты Марса относительно
орбиты Земли самый близкий подход планеты может на самом деле отклоняться на
целых десять дней от противостояния). Так как Земля заканчивает каждый оборот
вокруг Солнца через 365.26 дней, а Марс — через 686.98 дней, Земля настигнет
и обгонит Марс в среднем через каждые 779.74 дней (это известно как синодический
период; но на деле интервал между противостояниями может отличаться от этого
значения и доходить до 764 дня в меньшую сторону и до 810 дней в большую).
Если встреча происходит, когда Марс около перигелия, расстояние подхода будет
только 56 миллионов км; если это происходит, когда Марс около афелия, расстояние
будет больше чем 100 миллионов км. Так как время между противостояниями более
длинно, чем марсианский год, последовательные противостояния перемещаются вокруг
орбиты Марса, следовательно перигелийные противостояния отделены друг от друга
интервалом в пятнадцать или семнадцать лет (см. приложения 1 и 2). Предыдущее
перигелийное противостояние было 28 сентября 1988 года, когда минимальное расстояние
было 58812900 км; следующее — 28 августа 2003 года, когда Марс будет делать
ближайший подход к Земле, чем в любое время в прошлые несколько тысяч лет —
он пройдёт в 55756600 км от Земли.
Ориентация марсианской орбиты в космосе такая, что долгота её перигелия в настоящее
время находится в 336.06°, то есть в направлении созвездия Водолея. Земля проходит
эту точку в космосе в конце августа каждый год, и таким образом перигелийные
противостояния всегда происходят в августе или сентябре, когда Марс является
или непосредственно в Водолее, или в близлежащем Козероге. Планета тогда находится
далеко на юг от астрономического экватора, так что эти противостояния лучше
наблюдать в южных широтах. Обратное верно для афелийных противостояний, которые
происходят около периода, когда Земля минует марсианский афелий (в Льве) в конце
февраля, — они лучшие видны в северном полушарии. Различие в размере Марса существенно;
видимый диаметр диска располагается от 25.1" в перигелийных противостояниях
до только 13.8" в афелийных. Из этого следует, что противостояния в перигелии
— 1877, 1892, 1909, 1924, 1939, 1956, 1971, 1988 годов, и т.д.— представляют
наиболее благоприятные возможности для изучения планеты, и они вообще были годами
баннера в истории марсианских исследований.
Хотя движения Марса были точно разработаны Кеплером, ничего всё же не было известно
о Марсе непосредственно, — телескоп был необходим для этого. Странным совпадением,
в 1609 году, когда тот же самый Кеплер издал свои Комментарии по Движениям Марса,
первые телескопы были направлены к небу. Впервые астрономы смогли начать обдумывать
не только, как перемещаются планеты, но также и какие миры они суть. Новая эра
марсианского исследования началась.
c 1996 Аризонский Пульт Регентов
--------------------------------------------------------------------------------
--------------------------------------------------------------------------------
назад на главную страницу
Сайт управляется системой
uCoz