Часть 6. РАЗВИТИЕ АСТРОНОМИИ И АСТРОНОМИЧЕСКОЙ КАРТИНЫ МИРА В XVIII в. - «ВЕКЕ ПРОСВЕЩЕНИЯ»

Часть 6.

РАЗВИТИЕ АСТРОНОМИИ И АСТРОНОМИЧЕСКОЙ КАРТИНЫ МИРА В XVIII в. - «ВЕКЕ ПРОСВЕЩЕНИЯ»

Младший современник Ньютона В. Уистон (1667—1752) первый попытался объяснить естественными причинами, на основании теории тяготения, если не формирование Земли как тела, то, по крайней мере, формирование ее как обитаемой планеты. По его гипотезе Земля вначале была... кометой, обращавшейся вокруг Солнца, но не имея осевого вращения. Такое вращение (а с ним и предпосылку возникновения жизни на планете) она якобы получила от косого удара в нее другой кометы! Продолжение гипотезы носило религиозный характер: третья комета при встрече с Землей накрыла ее своим «парообразным» хвостом, вызвав, конечно, за грехи людей, всемирный потоп, а четвертая (имелось в виду ожидавшееся через 575 лет возвращение кометы 1680г.!) должна была в результате удара о Землю вообще привести к концу света... Так или иначе, но Уистона следует назвать родоначальником катастрофического направления в планетной космогонии, хотя он еще не говорил о возникновении всей Солнечной системы. Сочинение Уистона с изложением этой гипотезы «Новая теория Земли от ее начального состояния до конца всех вещей...» (1696) получило широкую известность и несколько раз переиздавалось в разных странах (1712,1715,1725 и 1736).

Родоначальником идеи естественного возникновения и развития в рамках ньютоновской физической картины мира всей Солнечной системы стал великий французский естествоиспытатель Жорж Луи Леклерк де Бюффон (1707—1788).

Он построил свою космогоническую гипотезу, объединив ряд независимых идей: о возможности столкновения кометы с Солнцем (Ньютон); идею косого удара (Уистон); мысль Мопертюи (см. ниже), что сплюснутая форма уже наблюдавшихся тогда загадочных маленьких млечных туманностей (которые он принимал за единичные тела) объясняется их быстрым вращением; наконец, гипотезу, предложенную великим математиком, физиком и философом Готфридом Лейбницем (1646—1716) о том, что Земля, обладающая внутренним теплом, некогда могла быть самосветящимся телом вроде звезды, а затем остыла с поверхности (1683, опубликована посмертно в его соч. «Протогея», 1748).

В поисках эволюционного естественнонаучного обоснования умозрительной идеи Лейбница Бюффон допустил, что все планеты образовались из струи раскаленного вещества, выбитого из Солнца при скользящем ударе кометы. ) Остывая, струя, по мысли Бюффона, разбилась на отдельные фрагменты, которые сжимались, вращаясь, и образовали сжатые у полюсов планеты, в том числе и Землю (сплюснутость которой была к этому времени доказана экспедициями 1735—1743 гг. в Перу и Лапландию). Гипотеза Бюффона была опубликована в 1749 г. в небольшом трактате «История и теория Земли», а позднее вошла в его знаменитую «Естественную историю» (т. 44).

Таким образом, впервые рука Бога (без вмешательства которой до этого не мыслилось ни возникновение небесных тел, ни их удивительное тангенциальное движение, для появления которого и Ньютон, и Л. Эйлер допускали «божественный толчок») была заменена естественной причиной — ударом кометы. Во времена Бюффона эта идея показалась настолько крамольной, что церковь заставила автора письменно отречься от нее. Но идея вышла на свободу (с укреплением Века Просвещения она была опубликована в 1778 г. вторично), и благодаря Бюффону, планетная система стала восприниматься в дальнейшем как возникшая и сформировавшаяся под действием естественных сил природы.

В конце XIX — начале XX вв. такое направление получило развитие в так называемых «катастрофических» гипотезах Фая, Чемберлина — Мультона, а позднее в наиболее широко известной гипотезе Джинса—Джеффриса. В них идея внешней возмущающей силы объединилась с древней идеей вихревого движения материи, возрожденной в новое время Декартом и Сведенборгом.

2. Истоки гравитационной космологии XVIII в. (Гевелий, Галлей, Дерхем, Мопертюи)

В первые десятилетия XVIII в. в поле зрения астрономов вошел новый объект — «туманности». На них обратили внимание еще в конце XVII в. Гевелий и Галлей. Пионером в этой области в первой половине XVIII в. стал английский астроном и теолог Вильям Дерхем. Он наблюдал туманности с помощью 8-футового рефлектора и сделал сообщение о них в 1733 г. в Королевском Обществе, «чтобы побудить других к дальнейшим наблюдениям этих объектов», так как считал, «что в них имеется намного более достойного тщательного исследования, чем думали до сих пор». Дерхем первым обратил внимание и на то, что таких «туманных звезд... много разбросано в разных частях неба». Это свидетельствовало о типичности явления для общей картины Вселенной. Он составил первый каталог «туманных звезд» из 16 туманностей, добавив к нему и 6 описанных Галлеем. Среди туманностей Галлея Дерхем впервые подметил эллиптическую форму некоторых из них. Но, придя к выводу об огромных расстояниях и размерах «туманных звезд», Дерхем исключил возможность того, что это отдельные компактные тела. Их совершенно однородное беловатое сияние даже при наблюдении в его немалый по тем временам телескоп не позволило ему допустить их сходство с Млечным Путем, звездный состав которого был известен со времен Галилея. Они представлялись ему скорее скоплениями «легких паров» в мировом пространстве. Лишь одну из них Дерхем отождествил со звездным скоплением, увидев в ней подобие Млечному Пути. И это по существу был второй после Галилея шаг к идее островной Вселенной. В поисках иного объяснения природы туманностей Дерхем задавался даже вопросом (вслед за Гюйгенсом и Галлеем): «Не могут ли они быть... расселинами или отверстиями в огромные регионы света позади звезд?»

Известный французский физик, математик и астроном Пьер Луи Моро де Мопертюи (1698—1759) одним из первых откликнулся на призыв Дерхема. В сочинении 1742 г. «Рассуждение о фигуре [форме] звезд» он обсудил проблему маленьких светлых пятен на небе, или туманных звезд, использовав новые списки таких объектов Гевелия и Галлея. Кант писал впоследствии, что именно сочинение Мопертюи обратило его внимание на «звездные туманности, которые имели форму более или менее открытых эллипсов» и что сам Мопертюи «считает их большими светящимися массами, которые сплющились от чрезвычайно сильного вращения».

3 Гипотеза островных вселенных Т. Райта (1729—1750) Английский астроном-самоучка Томас Райт (1711—1786) построил первую космологическую гипотезу — о структурности звездной вселенной. Из книг астронома-теолога он узнал впервые о законе всемирного тяготения и о

том, что, по Ньютону, в случае конечности Вселенной все звезды, если они вначале были неподвижны, должны были бы сблизиться и в конце концов упасть друг на друга в центре Вселенной. Он знал также об открытии Галлеем собственных движений звезд. Из всего этого Райт сделал правильный вывод, что звезды должны обращаться вокруг общего центра тяготения (по аналогии с планетами), чтобы не упасть на него. При этом центр звездной Вселенной Райт представлял как божественный источник такой правильности, упорядоченности Вселенной.

В своем основном сочинении «Оригинальная теория, или новая гипотеза Вселенной» (1750), Райт остроумно объяснил картину Млечного Пути. Он считал, что звезды распределены беспорядочно, но все вместе заключены в довольно тонком сферическом слое, окружающем особый центр (т.е. как бы вернулся к картине древних!). Но в том же слое расположен и наблюдатель, поскольку Солнце - одна из этих звезд. Такое распределение Райт назвал «упорядоченным беспорядком» (понятие, возродившееся в последние десятилетия XX в.). Наблюдатель, находящийся в этом слое очень большого радиуса, будет в направлении вдоль слоя видеть слившиеся его далекие части в форме туманного кольца, а смотря поперек слоя, увидит «пустоту» и только более близкие, а потому разбросанные по небу звезды. Таким образом, Райт представлял Млечный Путь не как самостоятельную уплощенную систему — пласт из звезд, а как часть сферического звездного слоя.

Райт допускал и второй возможный вариант решения вопроса о структуре звездной Вселенной: звезды могут располагаться вокруг «божественного центра» не сферическим слоем, а кольцом, как бы повторяя в больших масштабах систему Сатурна. При этом звезды, по его представлениям, двигались в таком кольце подобно «частям, составляющим кольцо Сатурна» (в этом можно видеть первую догадку о дискретности кольца Сатурна).

Райт предполагал существование и других «божественных центров» со своими системами звезд вокруг них, которые мы и наблюдаем в виде «туманных звезд». В каждом таком звездном слое (или кольце) звезды должны обращаться вокруг своего центра, чтобы не упасть на него. Такая гипотетическая структура Вселенной вошла в историю астрономии как «островная вселенная Райта».

4. Первая модель развивающейся иерархической звездной Вселенной и новая космогония Солнечной системы. И. Кант (1755) Молодой немецкий философ Иммануил Кант (1724-1804) построил первую универсальную космолого-космогоническую гравитационную концепцию, эволюционирующей Вселенной («Всеобщая естественная история и теория неба», 1755). Наиболее широко известна ее вторая, космогоническая часть под неточным названием «небулярной (т.е. газовой)» космогонической гипотезы Канта, тогда как она была скорее «метеорной», пылевой. Гипотеза зародилась под влиянием гипотезы Райта. В названии сочинения видно влияние Бюффона. Концепция Канта противопоставлялась теологическим целям Райта. Из конкретных построений Райта Кант намеревался «развить плодотворные выводы» на чисто механической основе, отрицая равно и начальный божественный толчок, допускавшийся Ньютоном. Вместе с тем именно у Райта Кант почерпнул его гениальную идею о возможности существования и других упорядоченных тяготением звездных систем — вселенных под видом наблюдаемых туманностей.. В итоге Кант построил несравненно более четкую концепцию «системного устройства» Вселенной, обогатив картину ее островной структуры новой идеей — иерархией систем и представляя Вселенную бесконечной, но в особом эволюционном смысле, который он уточнил в космогонической части своей теории. Космологическому аспекту гипотезы посвящена небольшая (16 страниц) первая часть.

Как естественное следствие наблюдаемых фактов и закона всемирного тяготения звучат его выводы о существовании двойных звезд, о чрезвычайно вероятном открытии в будущем планет за Сатурном, о пропорциональном, космогонически обоснованном увеличении взаимных расстояний планет с удалением их от Солнца.

За рассмотрение космогонической проблемы Кант взялся, не согласившись с выводами Ньютона о необходимости божественного «первого толчка» для возникновения орбитального движения планет (для чего им необходимо было сообщить тангенциальную скорость). Кант поставил цель — найти естественную причину возникновения такого движения. Он впервые, пожалуй, дополнил идею силы тяготения еще и силой отталкивания, но ошибочно полагал, что в результате сочетания тяготения и отталкивания может возникнуть тангенциальное движение, которое обеспечивает вращение космических систем и орбитальное движение тел в них. Кроме того, Кант распространил на космическое пространство действие силы химического соединения частиц, в результате чего, по его мнению, и создавались начальные неоднородности в распределении плотности материи — центры преимущественного тяготения.

Выдвинув намного более широкую идею общей эволюции Космоса, Кант детально развил только планетную космогоническую гипотезу, включавшую гипотезу о возникновении и самой центральной звезды в системе — Солнца. Таким образом, гипотеза Канта содержала не только восходящую к древности идею предельно примитивного разреженного первичного состояния материи, но и ряд новых глубоких мыслей. Одна из них — о зависимости обилия частиц в Космосе от их веса. Другая — о возникновении первичных случайных флуктуаций плотности в начальной среде под действием негравитационных сил (по Канту, внутренних «связей», иначе химических сил) и о необходимости достижения при этом «критической» массы для начала устойчивого процесса сгущения. В описании дальнейшей эволюции планетных тел и их систем Кант учитывал действие теплоты. Многие его заключения об этих сторонах космогонического процесса поражают глубиной. Таковы, например, его утверждения о возможности разогрева недр холодной планеты за счет «смешения» веществ

или о том, что Солнце (как и другие звезды) является активным, «пылающим» источником тепла, может затухать при недостатке «горючего» и вновь разгораться при его поступлении. Кант допускал также важную роль отталкивательного действия солнечных лучей в Солнечной системе и ее эволюции.

Были у Канта и другие поразительно верные заключения, забытые в истории астрономии. Так, он сделал вывод о «метеоритном» по существу составе кольца Сатурна (у Райта был лишь намек на это). Кант отмечал, что образования типа кольца Сатурна могут быть и у других планет, поскольку считал эти образования следствием космогонического процесса. Он высказал правильное суждение о природе зодиакального света, об отсутствии принципиальных различий планет и комет, допуская, что при некоторых условиях Солнце могло бы своим воздействием создать хвост и у Земли, подобно кометному. Хорошо известный изъян космогонии Канта — представление о самопроизвольном возникновении вращения изолированной системы, что противоречило закону сохранения вращательного момента, — не имел принципиального значения для последующих частей его гипотезы. В дальнейшем космогонисты, вслед за Лапласом, рассматривали первичную туманность уже вращающейся.

Содержание третьей части сочинения Канта в целом совершенно необычно для XVIII в. и представляет собой первый научный анализ проблемы жизни во Вселенной. Кант указывал на возможность различного типа эволюции планет и допускал, что на иных из них жизнь еще может возникнуть в будущем (на Венере, Юпитере). В противоположность распространенным тогда, хотя и мало чем обоснованным представлениям о всеобщей заселенности Космоса (вплоть до комет, звезд и самого Солнца), Кант здраво утверждал, что во Вселенной даже далеко не все планеты должны быть обитаемы.

В целом Кант построил свою концепцию бесконечного развития бесконечной иерархической Вселенной. Оно рисовалось ему как имевший начало, но не имеющий конца процесс постепенного образования все новых космических систем на все более далеких расстояниях от центра Вселенной, где этот процесс начался. Звездная Вселенная, по Канту, таким образом, непрерывно увеличивается и по объему, и по массе в результате возникновения новых систем из некой первичной диффузной газопылевой материи. И поскольку акт божественного творения материи (единственное, что Кант сохранял за Богом) он отодвигал в далекое прошлое, то, очевидно Вселенная, заполненная диффузной материей, представлялась ему бесконечной в пространстве и во времени, а бесконечность иерархических систем находилась как бы в становлении.

Вместе с тем гипотеза Канта предполагала, что начиная от центральных (по Канту, наиболее старых) областей Вселенной, где, по его мнению, располагается и наша Солнечная система, космические объекты всех масштабов постепенно разрушаются и гибнут. Таким образом, окраины Вселенной в теории Канта оказываются более молодыми. Он считал, что на месте погибших систем рождаются новые: на потухшие солнца, например, падают замедлившиеся планеты и кометы, вновь разжигают их, окружающая материя от жара снова распадается на элементы, и процесс формирования системы планет проходит новый цикл при достаточном остывании центрального светила. Так без конца, согласно Канту, волнами от центра в бесконечность идет эволюция космической материи. Эта концепция, по существу, содержит и общепризнанную в современной науке идею сосуществования космических систем разных поколений.

Формированием этой новой, эволюционной астрономической картины мира Кант вполне оправдал свои же пророческие и программные для дальнейшего изучения Вселенной слова: «Тот, кто рассматривает различные области природы целенаправленно и планомерно, открывает такие свойства, которые остаются незамеченными и скрытыми, когда наблюдения ведутся беспорядочно и бессистемно».

5. Вторая модель иерархической развивающейся звездной Вселенной. И.-Г. Ламберт (1761)

Грандиозную работу по обобщению космологических фактов в науке нового времени совершил независимо от Канта выдающийся немецкий ученый-энциклопедист Иоганн Генрих Ламберт (1728—1777). В историю науки он вошел прежде всего как физик и астроном — автор двух фундаментальных, тесно связанных между собой трудов. В первом из них («Фотометрия», 1760) он разработал теоретические, физические основы одного из главных методов наблюдательной астрономии — фотометрии. В области астрономии он занимался также проблемами движения отдельных небесных тел и структуры Вселенной в целом, разрабатывал количественные методы наблюдательной астрономии и всюду стремился ввести строгие методы исследования.

Вершиной творчества Ламберта стали его «Космологические письма об устройстве мироздания» (1761). Над проблемами космологии он начал работать в 1749 г. В «Фотометрии» в главе «О блеске неподвижных звезд и их расстояниях» он представил Млечный Путь как эклиптику звезд, обращающихся вокруг некоторого общего центра (сходную идею раньше высказывал Райт). В «Космологических письмах» Ламберт дает наиболее полную, по сравнению со своими предшественниками, и вместе с тем в большей степени связанную с наблюдениями картину иерархической звездной Вселенной. Он утверждал существование в ней систем трех порядков 1) планета со спутниками; 2) Солнце (равно как и другие звезды) с планетами; 3) Млечный Путь и другие подобные ему скопления звезд, видимые как туманности из-за колоссальных расстояний до них. Кроме того, обратив внимание на крайнюю видимую неоднородность яркости полосы Млечного Пути, Ламберт выделил еще и промежуточную систему между системами второго и третьего порядков — большие звездные сгущения в самом Млечном Пути. Одной из таких промежуточных систем он считал все видимые с Земли звезды вместе с Солнцем.

Системы всех порядков Ламберт считал находящимися в непрерывном движении — каждая вокруг своего центра тяжести. Он первым допустил существование «пустых», геометрических центров вращения систем, однако, склонялся более к идее «центральных солнц».

Небесная механика пошла по пути решения частных случаев и нахождения сначала приближенных решений. Выделились и две особые задачи — создание точной теории приливов и более точное определение фигуры Земли, служившее контролем справедливости самой теории тяготения. Первая ньютонианская теория фигуры Земли была создана в 1732 г. Мопертюи. Наиболее ранняя теория приливов — в 1740 г. Эйлером, получившим за нее премию по конкурсу от Парижской академии наук. Он же построил первую на основе ньютоновой гравитации теорию движения планет и комет (1744) и одновременно с Д'Аламбером первую полную динамическую теорию прецессии и нутации (1749).

Поставленная Лондонским королевским обществом еще по инициативе Ньютона (1713 г.) конкурсная задача — найти метод определения долготы на море с точностью до полуградуса [по Берри, — до четверти градуса] была решена Л. Эйлером (первая аналитическая теория движения Луны, 1753), Т. Манером (1723—1762), составившим к 1755 г. новые точные лунные таблицы на основе своих наблюдений и теории Эйлера, а также собственных теоретических разработок по методу Эйлера, и Джоном Гаррисоном, изобретателем хронометра (1761—1762). Д'Аламбер прославился прежде всего в общей механике установлением принципа, позволяющего сводить задачи динамики к задачам статики («принцип Д'Аламбера», 1743). В астрономии он также построил свою теорию возмущенного движения планет и спутников (1746), а затем и Луны (1747—1756), вычислив на ее основании новые таблицы. В 1749 г. он создал первую строгую динамическую теорию прецессии и нутации, причиной которых считал Луну. Кроме того, он впервые показал существование приливов и в атмосфере Земли. Неоценимую службу естествознанию и технике при изучении и освоении широчайшего круга явлений сослужил математический гений Лагранжа. Как в общей, так и особенно в небесной механике он не ставил задачу изучить конкретные явления природы. Он предельно обобщил и привел в изящную форму математический аппарат классической небесной механики. С Лагранжа она окончательно отошла от унаследованных от греков геометрических методов описания явлений (чем пользовался еще Ньютон) и целиком перешла на аналитический язык дифференциальных уравнений. В своих более чем 40 работах по астрономии Лагранж разрабатывал свои обобщенные методы для решения главных проблем небесной механики того времени: вычисления орбит небесных тел на основе наблюдений и создания полной математической теории возмущенного движения в Солнечной системе. Для решения первой задачи Лагранж разработал аналитический метод определения шести кеплеровых элементов орбиты по трем наблюдениям. (На основе этих общих работ Лагранжа Карл Гаусс (1777—1855) четверть века спустя развил свой знаменитый метод вычисления орбиты по трем ее точкам — трем наблюдениям, более пригодный в практике).

Проблеме возмущенного движения тел Солнечной системы посвящено 18 работ Лагранжа 1762—1812 гг. С 1778 г. он занялся проблемой движения в поле взаимного тяготения более чем двух тел. Показав (1772) непреодолимую трудность решения задачи трех тел в общем виде, Лагранж нашел второй (более сложный, чем у Эйлера) частный случай устойчивой конфигурации трех тел, движение которых можно было математически описать на основе теории тяготения. Он показал, что движение будет устойчивым, если три тела в начальный момент будут располагаться в вершинах равностороннего треугольника и иметь определенные по величине и направлению относительные скорости (вибрационные «точки Лагранжа»). Только для этих двух случаев — Эйлера (см. выше) и Лагранжа — можно найти точное решение при любых значениях всех трех масс. (Теория Лагранжа блестяще подтвердилась с открытием на рубеже XIX—XX вв. двух групп малых тел, движущихся почти по одной орбите с Юпитером — впереди него («греки») и позади («троянцы»); третью вершину в каждом из этих двух треугольниках занимает Солнце).

Особая трудность построения общей теории возмущенного движения состояла в том, что при учете взаимодействия большого числа тел в системе элементы их орбит оказываются переменными во времени и, таким образом, реальное движение их происходит по более сложным, чем конические сечения, незамкнутым кривым. Эйлер первым предложил в 1753 г. математический прием описания такого возмущенного движения — считая его эллиптическим, но с непрерывно изменяющимися элементами орбиты, иначе с варьирующимися «произвольными постоянными» в дифференциальных уравнениях движения, (роль «постоянных» и выполняли элементы орбиты). Лагранж усовершенствовал этот «метод вариации произвольных постоянных». В 1778 г. он вывел еще и уравнение для возмущенного параболического движения комет, которое применяется и в наше время.

2. Проблема вековых возмущений и устойчивости Солнечной системы

По мере увеличения точности наблюдений выявлялись новые отклонения в движениях планет от кеплеровых. Это и вызывало сомнения в устойчивости Солнечной системы, а порой и в справедливости самого закона всемирного тяготения. Главным объектом стали вековые возмущения в движении Луны.

В создании теории возмущенного движения и в решении проблемы устойчивости Солнечной системы в эти годы происходило соревнование-соперничество двух великих умов — Лагранжа и Лапласа. П.С. Лаплас (1749—1827) был в наибольшей степени астрономом, теоретиком-исследователем Солнечной системы. Для других небесная механика была в большей степени областью приложений разрабатываемых ими общих математических методов и принципов механики.

В результате глубокого математического анализа возмущений Лаплас уже в 1773 г. обнаружил, что вековые ускорения так называемых средних движений Юпитера и Сатурна равны нулю, то есть «добавочное ускорение этих планет периодически меняет знак». Тогда же он пришел к выводу, что вообще взаимные возмущения планет Солнечной системы, благодаря характерным особенностям ее устройства, не могут вызывать вековых ускорений в их движениях, то есть не могут разрушить эту систему. Не поддавалось объяснению только вековое ускорение Луны. В 1784 г. Лаплас возвратился к этим проблемам и в работе, представленной Парижской академии наук 19 марта 1787 г., дал их полное решение. Он показал, в частности, что большое неравенство Юпитера и Сатурна — результат их взаимных возмущений, которые имеют периодический характер (с периодом 929,5 лет). Теоретические заключения Лапласа подтвердились при сравнении их с результатами древних и современных ему наблюдений.

В той же работе впервые было объяснено вековое ускорение Луны. Оно также оказалось долгопериодическим, зависящим от эксцентриситета земной орбиты; последний же, как показал Лаплас, также меняется под влиянием других планет. Убедительной проверкой и подтверждением лапласовой теории явилось то, что на ее основании он теоретически определил действительную величину сжатия Земли у полюсов и величину «астрономической единицы». Его результаты с большой точностью совпали с результатами измерений указанных величин, проведенных во время длительных и дорогостоящих специальных экспедиций.

Наконец, в работе 1787 г. Лаплас более полно обосновал устойчивость Солнечной системы на основе законов механики. Рассматривая Солнечную систему как систему тел, взаимодействующих по закону всемирного тяготения, он показал, что все основные величины в ней (большие полуоси, эксцентриситеты, наклонения орбит) должны оставаться неизменными либо изменяться периодически и в узких пределах.

Решая частные и общие вопросы, Лагранж пришел к тому же результату, что и Лаплас, но «одним штрихом пера» (по выражению известного механика Якоби), использовав введенную им в 1776 г. «пертурбационную функцию», зависящую от самих элементов орбиты. С течением времени становилось все яснее, что задача эта несравненно сложнее, чем представлялась в XVIII в. И тем не менее работы Лапласа и Лагранжа не утратили своего значения. В них были учтены главные, решающие в данном случае механические факторы (взаимные гравитационные возмущения планет) и доказана устойчивость Солнечной системы по крайней мере на очень длительный промежуток времени.

3. Другие успехи теории возмущенного движения

Решением фундаментальной проблемы устойчивости Солнечной системы небесно-механические исследования обоих ученых не исчерпываются. Лагранж впервые дал теоретическое объяснение эмпирических «законов Кассини» в движении Луны как проявление еще одной особенности Солнечной системы — наличия в ней резонансных движений, впервые обнаружившихся у Луны. Он показал, что причиной резонансности является несферическая форма Луны.

В свою очередь Лаплас в 1789 г. разработал первую полную теорию движения спутников Юпитера с учетом притяжения самой планеты, Солнца и взаимных возмущений. Это позволило составить новые, несравненно более точные таблицы движения спутников Юпитера. Он исследовал фигуры небесных тел, предложил новый метод определения планетных и кометных орбит, начал изучать движение полюсов по поверхности Земли. Одним из первых Лаплас построил новую динамическую теорию приливов. Все эти обширные исследования он объединил в своем пятитомном «Трактате о небесной механике» (1798—1825). В течение полустолетия этот классический труд был основным руководством по небесной механике для астрономов.

В свою очередь емкие, сжатые понятия, введенные Лагранжем, вроде «пертурбационной функции», «лагранжиана», отражающие в особой форме фундаментальные законы сохранения, стали неотъемлемыми элементами современного рабочего аппарата при теоретическом описании самых экзотических космических объектов, явлений, закономерностей — от барстеров до крупномасштабной структуры Вселенной.

Работами Лагранжа и Лапласа завершилось формирование новой самостоятельной обширной области астрономии, которая зародилась как «физика неба» Кеплера, получила мощное теоретико-физическое обоснование в гравитационной теории Ньютона и, наконец, оформилась в самостоятельную науку, изучающую возмущенные движения небесных тел, имя которой дал Лаплас — «небесная механика», и которая вошла в историю астрономии как «классическая небесная механика». Она стала научным фундаментом новой физической — гравитационно-механической картины мира, в рамках которой естествознание развивалось вплоть до начала XX в. Для этой картины характерной стала убежденность в абсолютном детерминизме — выполнении принципа причинности всех событий на основе строгих, в принципе доступных изучению и математическому описанию механических взаимодействий тел. Эту величественную стройную картину мира описал Лаплас в своем научно-популярном труде «Изложение системы мира» (1796 г.). Этот труд получил широчайшую известность и шесть раз переиздавался при жизни автора. (Русские переводы его были изданы в 1861 и в 1982 гг.) Оно заканчивалось изложением планетарной космогонической «небулярной» гипотезы Лапласа. Еще одна идея XVIII в. неожиданно оказалась провидческой и проявилась в наше время на переднем крае современной астрофизики. Это идея «сверхплотных» тел, высказанная независимо английским математиком Дж. Мичелом и Лапласом, и ныне приковающая внимание к наиболее загадочным объектам — «черным дырам».

С именем Лагранжа также связана одна любопытная гипотеза и ее искажение в истории науки. В своей последней астрономической работе, небольшой статье (1812), он предложил оригинальную гипотезу возможного происхождения комет в результате разрыва большой планеты (конкретно гипотетической «планеты Ольберса», идею которой последний предложил после открытия первых астероидов). В истории кометная гипотеза Лагранжа ошибочно была связана с представлением о выбросах комет при мощных взрывах на планетах.

После открытия периодичности комет Галлеем они стали одним из главных объектов поисков и изучения. Среди наблюдателей XVIII в. больше других прославился как удачливый «ловец комет» III Мессье.

Теорией возмущенного движения комет занимались практически все основатели небесной механики — от Клеро и Лаланда до Лагранжа и Лапласа. В связи с этим в историю астрономии вошло имя талантливой женщины — математика Николь-Рейн Этабль де ла Бриер (1723—1788, известна более по фамилии мужа как мадам Лепот). Вместе с Клеро и Лаландом она принимала участие в расчетах возмущенной орбиты ожидавшейся кометы 1758 г. (комета Галлея).

Внимание наблюдателей к кометам привело в эти годы и к новому сенсационному открытию. 13 марта 1781 г. английский астроном В. Гершель обнаружил в созвездии Близнецов новый объект, а затем и его заметное перемещение и принял его за комету.

Но вскоре расчеты петербургского академика А.И. Лекселя показали, что это открытая впервые за всю историю наблюдений неба новая большая планета, седьмая, сразу расширившая Солнечную систему более, чем вдвое (ее назвали Уран).

5. Открытие Нептуна и загадка Меркурия

Подлинным триумфом ньютоновской гравитационной теории стало открытие в 1846 г. восьмой большой планеты — Нептуна, впервые предсказанное теоретически на основе небесной механики. Славу этого открытия разделили молодой кембриджский математик Дж. К. Адаме и известный французский астроном Ж.Ж. Леверье. По координатам, вычисленным последним, планета была обнаружена 23 сентября 1846 г. берлинским астрономом Г. Галле и его помощником Д'Арре всего в 52' от расчетного места как звездочка 8"'. Ее назвали Нептун.

Орбита Нептуна, удаленная от Солнца в среднем на 4,5 млрд. км (30 а.е.) ; еще в полтора раза расширила границы нашего мира планет. А по эллиптическим орбитам уже известных к 80-м гг. XVIII в. комет границы Солнечной системы в целом отодвинулись до 87 а.е.!

Поразительная точность теоретических предсказаний на основе теории гравитации, казалось бы, навеки утверждала классическую ньютонову гравитационную картину Вселенной. Ее укрепляли и дальнейшие новые работы Адамса и Леверье.

Но к 1859 г. Леверье обнаружил у Меркурия необъяснимую классической небесной механикой дополнительную скорость движения перигелия его орбиты (превышение на 38" в столетие; по современным данным — на 43"). Таким образом, один из тех, кто принес триумф ньютоновой картине мира открытием Нептуна, ее же и пошатнул, обнаружив нечто, не согласующееся с нею, — маленькое «облачко» на ясном небе гравитационной теории Ньютона. Неисчерпаемость Вселенной снова напомнила о себе. В пределах гравитационной физической картины мира, ставшей к тому времени классической и традиционной, появился парадоксальный факт — предвестник новой грядущей научной революции.