Разведка далеких планет - Владимир Сурдин

История поисков спутника Венеры кратко изложена в «Космографии» Ф. Тиссерана и А. Андуайе (СПб.: Брокгауз и Ефрон, 1908, с. 334–335). На рубеже XIX и XX вв. эта проблема все еще была важна для небесной механики, что видно из рассказа французских ученых: «В течение довольно долгого времени астрономы могли думать, что существует спутник Венеры, но теперь эта иллюзия окончательно исчезла. Ввиду современности вопроса мы позволим себе дать понятие о том, как он возник и как был решен в отрицательном смысле одним астрономом в Брюсселе, Стробантом. Спутник Венеры в первый раз был указан астрономом Фонтана в Неаполе в 1645 г., был наблюдаем Кассини в Париже в 1672 и 1686 гг., Шортом в Лондоне в 1740 г., А. Мейером в Грейфсвальде в 1759 г., Лагранжем в Марселе; Монтенем в Лиможе и Редикером в Копенгагене в 1761 г., Монбарроном в Оксерре в 1764 г., Горребовом в 1768 г.

Ламберт пытался в 1777 г. изобразить все наблюдения [предполагаемого спутника] эллиптической орбитой, которую, однако, можно отбросить без всяких сомнений, потому что из нее следовало бы для массы Венеры значение, большее принятого в 10 раз. Существование спутника было уже весьма сомнительно вследствие того, что никто его не видел, начиная с 1768 г.: ни В. Гершель, ни Ласселл, ни А. Холл, которые, однако, открыли весьма малые спутники Сатурна, Урана, Нептуна и Марса.

Вместе, с тем не известно наверное, что именно видели различные наблюдатели. Известно уже было, что во время одного из наблюдений Редикера в 1764 г. Уран отстоял от Венеры всего на 16 минут. Весьма вероятно, что этот астроном принял его за спутника Венеры и упустил, таким образом, хороший случай открыть Урана 17–ю годами раньше Гершеля.

Стробанту удалось показать, что во многих случаях за спутник Венеры принимали звезды более или менее яркие, находящиеся очень близко от Венеры, а именно это случилось у Редикера 4,7 и 12 августа 1761 года; три звезды 5–ой, 4–ой и 7–ой величины находились в тех положениях, которые были указаны для предполагаемого спутника. Точно так же Шорт и Горребов в 1740 и 1768 годах видели близ Венеры две звезды 8–ой и 4–ой величины. Совершенно достоверно, что большая часть наблюдений предполагаемого спутника объясняется весьма естественно присутствием довольно ярких звезд в соседстве с планетою…

Остается еще некоторое число необъясненных наблюдений; возможно, что они соответствуют положениям, занимаемым некоторыми из наиболее ярких астероидов. Во всяком случае, можно сказать, что легенда о спутнике Венеры отжила свой век и больше не имеет серьезных оснований.

Но если не существует спутник 4–ой, 5–ой или даже 8–ой величины, достоверно ли, что не существует более слабый, подобный спутнику Марса, который, может быть, можно увидеть в гигантские трубы, действующие в настоящее время в Ницце, Пулкове, Вашингтоне и на горе Гамильтон? Большой теоретический интерес, связанный с этим вопросом, может служить стимулом для наблюдателей, располагающих такими гигантскими инструментами для разыскания».

Такой была ситуация 100 лет назад. К этому можно лишь добавить, что естественных спутников у Венеры до сих пор не обнаружено, но ее масса теперь известна очень точно благодаря наблюдению за искусственными спутниками этой планеты, созданными советскими и американскими инженерами в 1975–1990 гг.

А в XIX в., используя имеющиеся данные о массах планет, лучшие из небесных механиков продолжают уточнять теорию движения Меркурия. В 1882–1895 гг. детальное исследование провел известный американский астроном Саймон Ньюком (1835–1909). Он нашел, что перигелий Меркурия за столетие поворачивается на 278" под влиянием Венеры, на 154" под действием Юпитера, на 90" под влиянием Земли и еще на 10" из‑за совместного влияния всех остальных известных в ту пору планет. В итоге получаются 532 «теоретические» секунды. А наблюдения дают 575"! Кто же несет ответственность за оставшиеся 43" в столетие?

Чтобы выйти из кризисной ситуации, как мы уже знаем, было два пути: либо разработать новую теорию тяготения, отличную от ньютоновой, либо обнаружить неизвестное тело, которое уводит Меркурий с предсказанной для него траектории. Ученые пошли разными путями: одни пытались модифицировать теорию гравитации, другие — обнаружить неизвестное тело. На первом пути, после множества неудачных попыток, был достигнут замечательный успех — создана общая теория относительности Эйнштейна, современная теория тяготения. Но и на втором пути оказалось много интересных идей и находок, о которых неспециалистам почти ничего не известно.

Для тех исследователей, кто хотел сохранить в неизменном виде теорию Ньютона, оставалось, как это обычно бывает, тоже два пути: найти возмутителя движения Меркурия либо вне его орбиты, либо внутри нее. Поскольку вне орбиты Меркурия движутся и другие планеты, присутствие «возмутителя спокойствия» проявилось бы в их поведении. Значит, искать его следовало внутри. И вновь перед исследователями открылись два пути: либо что‑то не так с притяжением к Солнцу, либо кроме Солнца в пределах орбиты Меркурия есть неизвестные объекты. Именно это последнее предположение использовал сам Леверье, допустив существование в своей математической модели «интрамеркуриальных» планет. К ним мы еще вернемся, а пока зададимся вопросом: что может быть «не так» с притяжением Солнца?

А может быть только одно: если наше светило — не идеальный шар, то его притяжение будет меняться по довольно сложному закону, а вовсе не обратно пропорционально квадрату расстояния, как указывает прострой «школьный» закон Ньютона. А с чего бы Солнцу быть шаром? Ведь оно вращается, значит, должно быть немного сплюснуто у полюсов. Разумеется, астрономы давно поняли это и не раз пытались измерить степень сплюснутости Солнца. Первые аккуратные измерения были проведены еще в XIX в., но результата не дали: солнечный лимб не удалось отличить от идеальной окружности.

Как известно, поверхность Солнца вращается с периодом 25 суток. Если и недра нашего светила вращаются так же, то Солнце должно быть сплюснуто вдоль оси вращения менее чем на одну десятитысячную долю своего диаметра. Для земного наблюдателя это около 0,1" — величина, почти не поддающаяся измерению на неспокойном дневном небе, размывающем изображение края солнечного диска не менее чем на 3". Однако известный американский физик — экспериментатор Роберт Дикке с коллегами в конце 1960–х гг. построил специальный прибор и смог, как он считал, измерить сжатие Солнца. Но далеко не все астрофизики согласились с его выводами. Например, Г. Хилл с сотрудниками в 1974 г. также измерил видимое сжатие Солнца и показал, что если оно и существует, то его значение в несколько раз меньше найденного Дикке. Работа в этом направлении продолжается.

На очереди — измерения из космоса. Так что можно сказать, что этот путь ученые еще не прошли до конца.

Рис. 4.21. Фигуру Солнца до сих пор не удалось отличить от идеального шара. Но Солнце не может быть шаром, поскольку оно вращается!

А на втором пути, где велись поиски неизвестных объектов внутри орбиты Меркурия, еще в XIX в. рождались самые замысловатые идеи. Например, в 1846 г. голландский метеоролог Христофор Бюйс-Балло (1817–1890) обнаружил периодические изменения температуры Земли и предположил, что они связаны с наличием вокруг Солнца полупрозрачного кольца, подобного кольцу Сатурна: когда плотные части кольца затмевают для нас Солнце, Земля охлаждается. Вещество этого кольца могло бы, по мнению Бюйс — Балло, влиять своим притяжением и на движение Меркурия. Хотя в середине XIX в. к гипотезе Бюйс — Балло коллеги отнеслись прохладно (поскольку его «метеорологические» аргументы о периодических колебаниях температуры Земли оказались неубедительны), сама идея о разреженном веществе вокруг Солнца впоследствии всплывала еще не раз. Собственно, в существовании этого вещества сомнений не было: при полных затмениях Солнца оно наблюдалось в виде солнечной короны, а также создавало эффект зодиакального света, очевидно, рассеянного околосолнечными пылинками. Вопрос состоял в количестве этого вещества: достаточно ли велика его масса для влияния на Меркурий? На том, что его достаточно, еще в 1906 г. настаивал немецкий астроном Хуго Зелигер (1849–1924).

Американский математик и астроном Дэниел Кирквуд (1814–1895) много лет изучал движение астероидов в пространстве между Марсом и Юпитером. Он обнаружил любопытные закономерности в расположении их орбит, которые натолкнули его на мысль, что орбиты некоторых астероидов могли бы располагаться также и в пространстве между Меркурием и Солнцем. При достаточном количестве такие астероиды заметно влияли бы на движение Меркурия.

«Отец Нептуна» Урбен Леверье также не сидел без дела. Обнаружив неувязку в движении Меркурия, он решил, что ему вторично улыбнулась удача. Как и в случае с Нептуном, он стал вычислять параметры неизвестной планеты, которая могла бы находиться внутри орбиты Меркурия и возмущать его движение. В 1859 г. Леверье опубликовал прогноз, что в Солнечной системе существует неизвестная планета, находящейся вдвое ближе к Солнцу, чем Меркурий, и по массе сравнимая с ним.