Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Как уже было сказано и представлено в табл. 5.1, Коперник определил относительные расстояния внутри Солнечной системы. Известно было важное соотношение: расстояние от Солнца до Марса в 1,52 раза больше, чем расстояние от Солнца до Земли. Если бы только узнать разность этих расстояний, то с помощью простых арифметических вычислений можно было бы определить расстояние Земли от Солнца. Эта разность равна расстоянию между Землей и Марсом, когда Марс находится в противостоянии с Солнцем (иными словами, когда все три тела — Солнце, Земля и Марс — расположены на одной прямой). Каждые 16 лет происходят особенно близкие противостояния, когда Марс наиболее близок к Земле и расстояние до него легче всего измерить.

По прогнозу, такое удобное противостояние должно было случиться в 1672 году, и Кассини быстро организовал экспедицию в Гайану (Южная Африка). В те годы это была французская колония, и туда постоянно ходили морские суда. Целью Кассини было использовать линию Париж-Гайана как базу космического треугольника с вершиной на Марсе. Кассини хотел проверить, смогут ли одновременные наблюдения Марса из Гайаны и Парижа выявить различия в его направлении относительно неподвижных звезд. Увы, никакого различия обнаружить не удалось.

Но даже «нулевой результат» имел свою ценность. Кассини понял, что Марс очень далеко и поэтому его параллактическое смещение теряется на фоне наблюдательных ошибок. Он пришел к выводу, что расстояние до Солнца составляет не менее 21 000 радиусов Земли, и это подтвердило недоверие к старой шкале расстояний, возникшее при наблюдениях изображения Солнца на полу кафедрального собора Сан-Петронио.

Поддержка мнения о большом расстоянии до Солнца пришла и с другой стороны пролива Ла-Манш, от Джеймса Флемстида (1646–1719), который использовал метод, предложенный Тихо Браге. Он наблюдал движение Марса по небу в течение нескольких часов. Видимое движение планеты отражало орбитальное движение не только Марса, но и Земли. Суточное вращение Земли также должно вызывать наблюдаемое смещение, которое тем меньше, чем дальше Марс. Флемстид пришел к выводу, что расстояние до Солнца должно быть «не менее 21 000 радиусов Земли».

Заметим, что увеличение расстояния до Солнца сразу же увеличило размер всей Солнечной системы. Так, расстояние от Солнца до самой дальней планеты Сатурн теперь составляло 200 000 радиусов Земли, что превысило казавшееся верным всего лишь сто лет тому назад расстояние до сферы неподвижных звезд (рис. 9.1)!

Рис. 9.1. Масштаб расстояний в Солнечной системе относительно расстояний до ближайших звезд и галактик.

В XVII веке астрономы определили нижний предел расстояния от Земли до Солнца. Новым методом, использовавшимся последующие два столетия, было наблюдение прохождений Венеры по диску Солнца. Впоследствии этот метод был заменен более точным, но он занял свое важное место в истории астрономии как первый крупный проект международного научного сотрудничества.

Когда Венера, обращаясь вокруг Солнца внутри земной орбиты, пересекает линию Земля-Солнце, она видна нам на фоне солнечного диска в виде маленького темного пятнышка. Такие прохождения случаются довольно редко, но они происходят парами, разделенными 8 годами, например:

Прохождение можно наблюдать либо в июне, либо в декабре, когда Земля проходит через те точки своей орбиты, где слегка наклоненная орбитальная плоскость Венеры пересекает орбитальную плоскость Земли. Эдмунд Галлей использовал возможность измерить расстояние от Земли до Солнца во время аналогичного явления 1716 года, когда наблюдалось прохождение Меркурия по диску Солнца. Но он не дожил до прохождения Венеры в 1761 году. Идея этого эксперимента состояла в том, что наблюдатели, расположившиеся на отдаленных друг от друга географических широтах, следят за движением планеты и точно измеряют интервал времени, необходимый Венере для прохождения по диску Солнца. Наблюдатель, расположившийся в южных широтах Земли, увидит Венеру, пересекающую солнечный диск ближе к северному полюсу Солнца, чем это увидит наблюдатель в северных широтах. Интервалы времени дают точные положения траекторий Венеры на солнечном диске. Используя эти данные вместе с известными географическими широтами наблюдателей и отношением размеров орбит Земли и Венеры, можно вычислить расстояние до Солнца (рис. 9.2).