Эволюция Вселенной и происхождение жизни
Шрифт:
Важной астрономической проблемой XVIII века было вычисление орбит тел в том случае, когда друг на друга влияют более двух тел. Например, на движение Луны вокруг Земли, кроме притяжения между Луной и Землей, влияет и притяжение со стороны Солнца, действующее на них обеих. При этом оно вызывает не только обращение системы Земля-Луна вокруг Солнца, но и делает орбиту Луны вокруг Земли не идеальным эллипсом. Точно так же планеты возмущают эллиптическое движение друг друга вокруг Солнца.
Знаменитым стал случай с орбитой Урана, вычисленной в 1820-х годах очень точно. Английский астроном Мэри Сомервиль (1780–1872) предрекала, что возмущения орбит можно будет использовать для открытия новых объектов. Наблюдения Урана показали, что он не движется по ранее вычисленной орбите: в 1830 году он уклонился от вычисленного пути на 20", к 1840 году это отклонение достигло 1,5', а к 1845 году — уже 2'. Поскольку при вычислениях орбиты Урана учитывались возмущения со стороны всех известных планет, был сделан вывод, что существует неизвестная планета, которая тоже влияет на его движение.
В 1843 году студент Кембриджского университета Джон Кауч Адамс (1819–1892) приступил к вычислениям положения неизвестной планеты, которая могла бы вызвать наблюдаемые отклонения Урана. Вычисления оказались сложными; чтобы упростить их, Адамс предположил, что неизвестное массивное тело обращается вокруг Солнца за Ураном, на расстоянии, определенном по закону Тициуса-Боде. Этот «закон» был назван в честь Иоганна Тициуса фон Виттенберга, указавшего в примечании к работе 1766 года, что расстояния планет от Солнца подчиняются простому правилу. Через шесть лет директор Берлинской обсерватории Иоганн Боде, увидел примечание и добавил его в очередное издание своей книги (см. врезку 11.1). К октябрю 1845 года Адамс вычислил текущее орбитальное положение неизвестной планеты и сообщил своему профессору астрономии Чаллису. Тот показал координаты Королевскому астроному Эри, но Эри не счел вычисления студента достаточно обоснованными, и наблюдательный поиск неизвестной планеты не предпринял.
В том же году французский астроном Урбен Леверье (1811–1877) начал такие же вычисления, не зная, что Адамс уже завершил их. Весной 1846 года он получил результат, согласующийся с координатами Адамса. Леверье написал директору Берлинской обсерватории Иоганну Галле и попросил его поискать планету в указанном месте. Тот приступил к наблюдениям сразу же по получении письма, 23 сентября. Телескоп Галле имел достаточное увеличение и показал, что одна из звезд в указанной области имеет не точечное изображение, а похожа на диск планеты, какой обычно виден на небе. Более того, следующая ночь показала, что объект движется относительно звезд. Из всех предложенных для новой планеты имен было выбрано «Нептун» как наиболее сочетающееся с названиями остальных планет.
Закон Тициуса-Боде — это эмпирическая формула, приблизительно определяющая расстояния (d) планет от Солнца, выраженные в единицах расстояния от Земли до Солнца (а. е.):
d = (4 + 3 x 2 n)10
Здесь n = — для Меркурия (или d = 0,44) и n = 0,1, 2 и т. д. для Венеры, Земли, Марса и т. д. Чтобы легче было запомнить формулу, нужно обратить внимание на порядок цифр в нем (43210). Формула дает правильные значения для всех орбит, известных в 1845 году, и она также применима к крупнейшему из известных тогда астероидов — Церере (ныне ее относят к планетам-карликам). Вычисленные и наблюдаемые значения приведены в следующей таблице:
Обнаружение Нептуна так близко от ожидаемого положения — ближе 1° от предвычисленных координат — означало большую победу механистического взгляда на мир, основанного на теории Ньютона. Впредь, если хотели подчеркнуть превосходство современной науки над прежними верованиями, то говорили, что современная наука способна предсказывать и открывать новые планеты. Разумеется, это открытие не обошлось без элементов удачи. На самом деле Нептун заметно ближе к Солнцу, чем предполагает «за-кон» Тициуса-Боде. При ином стечении обстоятельств вычисления Адамса и Леверье могли бы и не попасть в цель.
Разумеется, в британской и французской прессе начались дебаты о том, какой стране принадлежит приоритет в открытии Нептуна. Англичане узнали предсказанное положение планеты раньше. Но открыли планету немецкие астрономы по вычислениям французского астронома. В конце концов наибольшая слава досталась Леверье. Впрочем, Джон Адамс и Урбен Леверье выказывали обоюдное уважение: позднее первый из них как президент Лондонского Королевского астрономического общества вручал второму как директору Парижской обсерватории золотую медаль.
Открытие Нептуна вдохновило исследователей на поиски и других необъясненных эффектов в движении планет. Небольшие возмущения выявились и у орбиты Нептуна. Персиваль Ловелл объяснил их наличием неизвестной планеты, более далекой, чем Нептун, и в семь раз более массивной, чем Земля. Вдохновленные этим прогнозом, наблюдатели несколько десятилетий искали новую планету, пока молодой астроном Клайд Томбо (1906–1997) не обнаружил ее на фотоснимке в 1930 году. Планету назвали Плутоном, но при массе 1/500 массы Земли она неспособна вызывать наблюдаемые возмущения орбиты Нептуна. Поэтому обнаружение Плутона на расстоянии 6° от ожидаемого положения было делом чистого везения и упорства. Впрочем, если бы Клайд Томбо не обнаружил Плутон, то позже это сделал бы Юрьё Вяйсяля из университета г. Турку во время поиска астероидов в 1935–1946 годах (о Вяйсяля см. в главе 22).
В 1993 году астроном Лаборатории реактивного движения Майлс Стендиш, используя точные значениям масс планет, полученные из наблюдений за межпланетными зондами, пришел к выводу, что никаких отклонений от теории в движении Урана и Нептуна нет. Таким образом, не имеется динамических указаний на присутствие еще одной крупной планеты за орбитой Нептуна. Недавно обнаруженные небольшие объекты пояса Койпера — вблизи Плутона и дальше него — были найдены по наблюдениям. Ни один из них не обладает настолько большой массой, чтобы вызвать возмущение планет» Правда, на довольно большом расстоянии найден один объект более массивный, чем Плутон. Поскольку могут обнаружиться и другие подобные объекты, в 2006 году Плутон получил статус «карлико-вой планеты» вместе с новыми крупными объектами пояса Койпера и крупнейшим астероидом Церерой (см. врезку 31.1).
Астрономы XIX века заметили, что и во внутренней области Солнечной системы нет полного согласия с теорией. В движении планеты Меркурий выявились отклонения, которые не удавалось полностью объяснить в рамках Ньютоновой механики гравитационными возмущениями со стороны других планет. Леверье вычислил, что орбитальный эллипс Меркурия поворачивается (прецессирует) за 100 лет на 35" больше, чем это можно объяснить возмущениями со стороны всех остальных планет. Саймон Ньюком уточнил эти вычисления и обнаружил, что необъяснимая прецессия составляет 43" в столетие. Эту прецессию можно было бы отнести на счет неизвестной маленькой планеты, обращающейся ближе к Солнцу, чем Меркурий. Из-за близости к Солнцу ее трудно было бы обнаружить. Эту планету (предварительно названную Вулканом) так и не нашли, несмотря на упорные поиски. В качестве альтернативы в 1895 году Ньюком предположил, что закон обратных квадратов не совсем верен. В этом смысле Ньюком оказался прав. Избыточная прецессия орбиты Меркурия стала одной из причин, побудивших Эйнштейна взяться за разработку улучшенной теории гравитации, которая смогла бы объяснить это явление.