Читати книгу - "Пояснюючи світ"

Судити про те, наскільки поширилась у Стародавньому світі ідея рухомої Землі, було б можливо, якби ми мали хороший опис давнього планетарію – механічної моделі Сонячної системи[16]. У своєму творі «Про державу» Цицерон розповідає про обговорення планетарію в 129 році до н. е., за 23 роки до його власного народження. Під час цього обговорення консул Луцій Фурій Філ начебто розповідає про Архімедову планетарну модель, яку після падіння Сиракуз захопив їхній завойовник Марцелл і яку пізніше бачили в будинку Марцеллового онука. З цієї розповіді із третіх вуст складно сказати, як працював той планетарій (ба більше, що деяких сторінок цієї частини твору бракує), але в одному місці своєї розповіді Цицерон цитує слова Філа про те, що на цьому планетарії «були б відбиті рухи сонця, місяця та п’яти зірок, званих мандрівними і блукливими [планет]»**, чітко вказуючи на те, що планетарій мав рухоме Сонце, а не рухому Землю11.

Як ми побачимо нижче в розділі 8, ще задовго до Арістарха піфагорійці мали ідею, що і Земля, і Сонце рухаються навколо якогось центрального вогню. Доказів цього в них не було, але їхні роздуми якось запам’яталися, тоді як ідея Арістарха була майже забута. За деякими даними, геліоцентричні ідеї Арістарха визнав лише один стародавній астроном: маловідомий Селевк із міста Селевкія, що жив близько 150 року до н. е. За часів Коперника та Ґалілея, коли астрономи та священнослужителі посилалися на ідею рухомої Землі, вони називали її піфагорійською, а не арістархівською. Коли я відвідував острів Самос у 2005 році, то знайшов багато барів та ресторанів, названих на честь Піфагора, але жодного на честь Арістарха Самоського.

Чому ідея про рух Землі не закріпилась у Стародавньому світі, легко зрозуміти. Ми не відчуваємо цього руху, і ніхто до ХІV століття не розумів, що немає жодної причини, чому ми мали б його відчувати. Крім того, ані Архімед, ані хтось інший не навів жодного свідчення, що Арістарх розробив, який вигляд мав би рух планет із рухомої Землі.

Вимірювання відстані від Землі до Місяця значно уточнив Гіппарх, якого зазвичай вважають найвидатнішим астрономічним спостерігачем Стародавнього світу12. Гіппарх проводив астрономічні спостереження в Александрії впродовж 161–146 років до н. е., а потім продовжував їх до 127 року до н. е., імовірно, на острові Родос. Майже всі його письмові твори були втрачені, і ми знаємо про астрономічні роботи Гіппарха переважно зі свідчень Клавдія Птолемея, що жив трьома століттями пізніше. Один із розрахунків Гіппарха базувався на спостереженні сонячного затемнення, що, як тепер відомо, сталося 14 березня 189 року до н. е. Під час цього затемнення сонячний диск над Александрією сховався повністю, але над Геллеспонтом (сучасними Дарданеллами – проливом між Азією та Європою) – лише на 4/5. Оскільки видимі діаметри Місяця та Сонця майже рівні і, згідно з вимірюваннями Гіппарха, становлять приблизно 33´ (дугові хвилини), або 0,55°, Гіппарх зміг зробити висновок, що кути між напрямками до Місяця з Геллеспонту та з Александрії відрізняються на одну п’яту від 0,55°, тобто на 0,11°. Зі спостережень за Сонцем Гіппарх знав широти Геллеспонту та Александрії, а також знав положення Місяця в небі в цих місцях на час затемнення, тож зумів вирахувати відстань до Місяця як кратну радіусу Землі. Ураховуючи зміни видимого розміру Місяця під час місячного місяця, Гіппарх зробив висновок, що відстань від Землі до Місяця варіює від 71 до 83 земних радіусів. Середня відстань насправді становить приблизно 60 земних радіусів.

Тут варто зробити паузу, щоб розповісти трохи про інше велике досягнення Гіппарха, навіть попри те, що воно не стосується вимірювання розмірів та відстаней. Гіппарх уклав зоряний каталог – перелік приблизно 800 зірок, зазначивши небесне положення кожної з них. Тому немає нічого дивного, що наш найкращий сучасний зоряний каталог, де наведено положення 118 тисяч зірок, був розроблений за даними спостережень штучного супутника Землі, названого на честь Гіппарха.

Вимірювання Гіппархом положень зірок привели його до відкриття дивовижного явища, яке залишалося незрозумілим аж до появи робіт Ньютона. Щоб пояснити суть цього відкриття, необхідно сказати дещо про те, як описують положення небесних тіл. Каталог Гіппарха не зберігся, і ми не знаємо, як саме він описував ці положення. Зазвичай, починаючи з часів Риму, це робили двома способами. Один із них використав пізніше Птолемей, укладаючи свій зоряний каталог13. Він зображує нерухомі зірки як точки на сфері, екватором якої є площина екліптики – видимий шлях Сонця серед зірок упродовж року. Небесна широта й довгота визначають положення зірок на цій сфері так само, як звичайна широта й довгота дають положення точок на поверхні Землі[17]. За другого методу, який, можливо, використовував Гіппарх14, зірки також вважають точками на сфері, але ця сфера орієнтується на земну вісь, а не на площину екліптики – північний полюс цієї сфери є Північним полюсом світу, навколо якого, схоже, щоночі обертаються зірки. Координати на цій сфері, замість широти й довготи, називають схиленням та прямим сходженням.

За словами Птолемея15, вимірювання Гіппарха були досить точні, щоб він помітив, що небесна довгота (або пряме сходження) зірки Спіки змінилася на 2° відносно тієї довготи, яку спостерігав задовго до того в Александрії астроном Тімохаріс. Але це не Спіка змінила своє положення відносно інших зірок; радше змінилося положення Сонця на небесній сфері під час осіннього рівнодення – точка, від якої виміряли тоді небесну довготу.

Складно сказати, за який період відбулася ця зміна. Тімохаріс народився близько 320 року до н. е., приблизно за 130 років до Гіппарха, але вважають, що він помер молодим близько 280 року до н. е., приблизно за 160 років до Гіппарха. Якщо ми припустимо, що їхні спостереження Спіки розділяли приблизно 150 років, тоді ці спостереження вказують, що положення Сонця під час осіннього рівнодення змінюється приблизно на 1° кожні 75 років[18]. Такими темпами ця точка рівнодення зробила б повне зодіакальне коло у 360° за 360 разів по 75, тобто за 27 000 років.

Сьогодні ми розуміємо, що прецесія рівнодень зумовлена відхиленням земної осі (на кшталт відхилення осі дзиґи) у напрямку, перпендикулярному площині орбіти Землі, з кутом між цим напрямком та земною віссю, що залишається майже незмінним і становить 23,5°.