Колин Стюарт - Вселенная на ладони [litres]

С того момента, когда было окончательно установлено, что Земля всего лишь одна из множества других планет, внимание астрономов переключилось на получение точных данных о том, на каком расстоянии от Солнца она находится. В XVIII веке единственно возможным способом измерения этого расстояния было наблюдение за очень редким астрономическим явлением под названием «Прохождение Венеры по диску Солнца», которое протекало, когда Венера проходила непосредственно перед Солнцем, если смотреть с Земли, то есть когда происходило нечто похожее на миниатюрное солнечное затмение.

Если бы вам пришлось наблюдать за этим переходом с двух разных точек на Земле – чем дальше, тем лучше, – вы увидели бы, что время начала и конца этого небесного явления несколько различается, потому что вы смотрели бы на Солнце под немного разными углами. Галлей понял, что на основании этих различий во времени можно вычислить расстояние между Землей и Венерой. Далее следовало использовать третий закон Кеплера, чтобы интерполировать полученные данные для вычисления расстояния от Земли до Солнца.

Однако в силу того, что планета кажется очень маленькой из-за огромного расстояния между ней и Землей, эти явления практически невозможно наблюдать невооруженным глазом, без телескопа. Эти прохождения совершаются попарно с перерывом в восемь лет между ними, но затем следующей пары придется ждать больше столетия.

Иоганн Кеплер предсказал прохождение Венеры в 1631 году, основываясь на своих законах движения планет, – это было первое подобное предвидение. Он оказался прав; но так как это небесное явление происходило, когда в Европе была ночь, никто не смог его наблюдать. Английский астроном Джереми Хоррокс точно предсказал другой переход Венеры, который предполагался в 1639 году, и, увидев его из своего дома вблизи Престона, оказался первым человеком, который когда-либо наблюдал это астрономическое явление. В 1691 году Эдмунд Галлей, опираясь на эти события, придумал метод вычисления расстояния до Солнца, но астрономам пришлось подождать до следующих двух прохождений в 1761 и 1769 годах, чтобы предпринять согласованные усилия и начать учитывать их в своих вычислениях.

Важность этих измерений – а также редкая возможность их проводить – была столь велика, что астрономы XVIII века прилагали неимоверные усилия для того, чтобы не упустить шанс, который предоставлялся только дважды за столетие. Европейские обсерватории отправляли целые команды астрономов по всему миру, чтобы произвести наблюдения прохождений Венеры в 1761 и 1769 годах и увеличить число точек наблюдения на земном шаре, гарантируя то, что погода не помешает их работе. Если одна команда окажется закрыта облаками, другой может повезти, и небо над ней будет чистым.

Королевское общество наняло и снарядило корабль Его Величества «Эндевор» под командованием капитана Джеймса Кука, чтобы оно направилось к берегам Таити для наблюдения за затмением 1769 года. Кук вез с собой запечатанный приказ британского правительства с предписанием, что они должны делать после того, как прохождение планеты совершится, – им полагалось начать поиски предполагаемого неоткрытого континента в Тихом океане, о котором ходило много слухов. Как известно, 29 апреля 1770 года, корабль причалил к берегу в заливе Ботани (современный Сидней), и новая местность стала первым европейским поселением в континентальной Австралии.

Измерения параметров прохождения Венеры, проведенные из Таити, в дальнейшем были использованы для вычисления расстояния от Земли до Солнца, которое оказалось равным 93 726 900 миль (150 838 824 километра). Современные значения этого расстояния составляют 149 600 000 километров, так что астрономы XVIII века были удивительно близки к истине, особенно если учесть их ограниченные технические возможности.

Астрономам также не терпелось узнать, сколько весят планеты. В XVIII веке даже масса Земли оставалась нераскрытой тайной. Эдмунд Галлей, при всех его успехах в исследовании комет, полагал, что Земля полая. В 1774 году один из его преемников на посту королевского астронома – Невил Маскелайн – доказал, что это не так.

Со времен ньютоновских «Начал» был известно, что каждый объект находится под воздействием сил гравитационного притяжения по отношению ко всем другим объектам во Вселенной. Чем ближе находятся объекты, тем сильнее притяжение. Сам Ньютон рассматривал возможность использования этого факта для измерения веса Земли. Он представлял себе маятник, установленный вблизи огромной горы. Груз, подвешенный на конце маятника, должен был испытывать на себе действие трех сил: сила гравитации будет тянуть его в направлении горы и в направлении Земли, а напряжение струны будет направлено вверх. В итоге груз будет свисать под некоторым углом по отношению к вертикали, с наклоном в сторону горы. Следовательно, совместное притяжение горы и Земли будет равняться величине напряжения струны, на которой висит груз. Измерив массу горы и определив угол отклонения груза, можно было бы с помощью уравнений Ньютона вычислить массу Земли.

Ньютон отказался от эксперимента по практическим соображениям, предположив, что измерение отклонения груза будет слишком трудоемким мероприятием. Но Маскелайн решился на него. Он выбрал пик Шихаллион в Шотландии высотой 1083 метра по причине его симметричной и конической формы. Вычислить объем конуса сравнительно легко, и если вам известна плотность породы, из которой состоит гора, то вычислить ее массу совсем не сложно. Маскелайн установил наблюдательные пункты по обеим сторонам горы и вопреки трудностям, связанным с ужасной погодой, в конце концов сумел измерить угол отклонения маятника, опираясь на звезды в качестве отправной точки. После этого землемер Чарльз Хаттон начал вычислять объем горы. Для того чтобы облегчить себе задачу, он разделил гору на секции при помощи изобретенных им контурных линий.

Команда Маскелайна вычислила среднюю плотность Земли как равную 4,5 грамма на кубический сантиметр (современные значения составляют 5,5 граммов на кубический сантиметр). Учитывая, что средняя плотность горы Шихелион составляла всего 2,5 г/см 3, было очевидно, что под поверхностью Земли находится значительно более тяжелый, чем гора, материал – таким образом, наша планета не могла быть полой. Вплоть до этого момента плотности Солнца, Луны и планет были известны только как многократно большие, чем плотность Земли. Поскольку средняя плотность Земли была вычислена, астрономы получили возможность также строить предположения относительно масс и плотностей всех других крупных объектов в Солнечной системе. Таким образом, одна гора в Шотландии фактически установила шкалу для всего семейства вращающихся вокруг Солнца небесных тел.