Стивен Вайнберг - Пояснюючи світ

Місяць створював особливі складнощі: теорія, що доволі добре працювала для видимих рухів Сонця та планет, для Місяця працювала поганенько. Лише з появою робіт Ісаака Ньютона стало зрозуміло, що на рух Місяця суттєво впливає гравітація двох тіл – Сонця та Землі, – тоді як рух планет майже повністю керується гравітацією одного-єдиного тіла – Сонця. Гіппарх уже пропонував теорію руху Місяця з лише одним епіциклом, підкориговану для пояснення тривалості періодів між затемненнями, але Птолемей усвідомлював, що ця модель не могла передбачити положення Місяця на зодіаку між затемненнями. Птолемей зумів усунути цей недолік за допомогою складнішої моделі, але його теорія мала власні проблеми: відстань між Місяцем та Землею значно варіювала б, ведучи до набагато більшої зміни видимого розміру Місяця, ніж можна спостерігати насправді.

Як ми вже згадували, у системі Птолемея та його попередників спостереження планет жодним чином не вказувало на розміри їхніх деферентів та епіциклів; спостереження могло фіксувати лише співвідношення цих розмірів для кожної планети [27]. Птолемей заповнив цей пробіл у «Планетарних гіпотезах» – продовженні «Альмаґеста». У цій роботі він звертається до апріорного принципу, можливо, узятого в Арістотеля, що в системі світу не може бути жодних лакун. Кожна планета, а також Сонце та Місяць, буцімто займають якусь оболонку, що простягається від мінімальної до максимальної відстані планети, Сонця чи Місяця від Землі, і ті оболонки буцімто щільно прилягають одна до одної без жодних проміжків. У цій схемі були зафіксовані всі відносні розміри орбіт планет, Сонця та Місяця в порядку їхньої віддаленості від Землі. Крім того, Місяць достатньо близький до Землі, щоб абсолютну відстань до нього (у радіусах Землі) можна було б оцінити різними способами, включно з методом Гіппарха, розглянутим у розділі 7. Сам Птолемей розробив метод паралакса: співвідношення відстані до Місяця й радіуса Землі можна було обчислити, зважаючи на спостережуваний кут між зенітом та напрямком до Місяця, а також розраховане значення, яке цей кут мав би, якби Місяць спостерігали з центра Землі14 (див. технічну примітку 14). Отже, згідно із припущеннями Птолемея, щоб знайти відстані до Сонця та планет, необхідно лише знати порядок розташування їхніх орбіт навколо Землі.

Найвнутрішнішою орбітою завжди вважали орбіту Місяця, бо і Сонце, і планети час від часу затемнюються Місяцем. Крім того, було природно припустити, що найдальші планети ті, що, схоже, обертаються навколо Землі найдовше, тож загалом вважали, що порядок віддаленості небесних тіл від Землі такий: Марс, Юпітер, Сатурн. Але ж Сонце, Венера та Меркурій, схоже, обертаються навколо Землі в середньому за рік, тому порядок їхнього розташування залишався предметом суперечок. Птолемей припускав, що порядок віддаленості від Землі такий: Місяць, Меркурій, Венера, Сонце, а потім Марс, Юпітер та Сатурн. Відстані до Сонця, Місяця та планет, які Птолемей розрахував як кратні діаметру Землі, були значно менші за їхні фактичні значення, а щодо Сонця та Місяця – аналогічні (можливо, не випадково) результатам Арістарха, про які йшлося в розділі 7.

Ускладнення у вигляді епіциклів, еквантів та ексцентрів принесли астрономії Птолемея погану славу. Але не варто вважати, що Птолемей уперто вводив ці ускладнення, щоб компенсувати помилкове сприйняття Землі як нерухомого центру Сонячної системи. Ці ускладнення, що доповнили ідею одного-єдиного епіциклу для кожної планети (і жодного для Сонця), аж ніяк не стосувалися того, обертається Земля навколо Сонця чи Сонце навколо Землі. Необхідними їх робив той факт, який не розуміли аж до часів Кеплера: що орбіти – це не кола, Сонце не розташоване в центрі орбіт, а швидкості планет не постійні. Ті самі ускладнення також вплинули на первинну теорію Коперника, який припускав, що орбіти планет та Землі мають бути колами, а швидкості мають бути постійні. На щастя, це було доволі хорошим наближенням, і найпростіша версія теорії епіциклу – лише з одним епіциклом для кожної планети й жодним для Сонця – працювала значно краще за гомоцентричні сфери Евдокса, Калліпа та Арістотеля. Якби ще Птолемей включив до неї еквант разом із ексцентром для Сонця, а також для кожної планети, то невідповідності між теорією та спостереженнями були б надто дрібні, щоб виявити їх доступними тоді методами.

Але це не усувало суперечностей між теоріями планетних рухів Птолемея та Арістотеля. Птолемеєва теорія краще відповідала спостереженням, але порушувала припущення Арістотелевої фізики, що всі небесні рухи мають відбуватися по колах, центром яких є центр Землі. Фактично дивний петлеподібний рух планет, що рухаються епіциклами, було б важко сприйняти навіть тому, хто не знає жодної іншої теорії.