Критическое исследование хронологии древнего мира. Античность. Том 1 - Михаил Постников

Определение координат светил из наблюдений

Полярное расстояние незаходящей звезды равно полуразности ее зенитных расстояний в кульминациях. Поэтому наблюдение кульминаций позволяет определить склонение незаходящих звезд. Для любой звезды сумма склонения, зенитного расстояния в нижней кульминации и географической широты места наблюдения равна 180°. Поэтому из наблюдений незаходящих (лучше всего околополярных) звезд можно определить широту места, после чего для вычисления склонения произвольной звезды достаточно измерить ее зенитное расстояние в любой кульминации. Таким образом, для определения склонений звезд достаточно уметь измерять их зенитные расстояния « кульминациях, что без труда осуществляется простейшими угломерными инструментами, неподвижно закрепленными в плоскости меридиана (если, конечно, не требовать большой точности),

Если прямые восхождения отсчитываются не от точки весны, а от какой–нибудь яркой звезды (как это и было на заре астрономии), то для определения прямого нисхождения любого светила достаточно часов, поскольку оно равно разности момента кульминаций светила и момента кульминаций «начальной» звезды. Но при отсчете прямого восхождения от точки весны, не отмеченной на небесной сфере никакой яркой звездой, приходится для их измерения поступать довольно сложным образом. Можно, например, измеряя меридианные зенитные расстояния Солнца, найти его склонение. Оно непрерывно изменяется, достигая максимума в период солнцестояний. Поскольку этот максимум равен наклону эклиптики к экватору, мы тем самым, в частности, найдем и этот наклон. Но, зная наклон эклиптики к экватору и склонение Солнца, можно, решая соответствующий сферический треугольник, найти и прямое восхождение Солнца. После этого остается принять Солнце за «начальную» звезду. Поскольку наблюдения Солнца сложны с технической стороны и недостаточно точны, для определения точки весны привлекаются наблюдения других тел Солнечной системы, в частности малых планет.

Во всяком случае, мы видим, что основой измерения обеих экваториальных координат (склонения и прямого восхождения) являются наблюдения звезд в кульминациях. Для этого требуются только достаточно точный угломерный инструмент (для измерения зенитных расстояний) и точные часы (для измерения момента кульминации).

На измерение зенитных расстояний вредное влияние оказывает рефракция (преломление лучей в атмосфере Земли). Ошибка рефракции может достигать 0,5°.

Вместо экваториальных координат, иногда удобнее с помощью инструментов типа теодолита или астролябии получать непосредственно из наблюдений горизонтальные координаты светил (на азимут рефракция не влияет), которые можно по формулам сферической тригонометрии пересчитать, зная точное время наблюдений, в склонение и прямое восхождение.

Эклиптические координаты в настоящее время находят не из наблюдений, а вычисляют по экваториальным. Однако прежде их также находили из наблюдений: например, сохранились так называемые армиллярные сферы, принадлежащие Тихо Браге, с помощью которых он непосредственно отсчитывал долготы и широты светил. Однако этим путем получаются значительно худшие по точности результаты.

Эклиптические координаты полезны при изучении движения планет, для светил же, не имеющих собственного движения вокруг Солнца (звезд), они неудобны (как с теоретической, так и с практической, наблюдательной, точки зрения). Именно поэтому все современные астрономические таблицы используют экваториальные координаты.

Прецессия

Однако экваториальные координаты имеют один существенный, не столько практический, сколько теоретический дефект: они медленно, но довольно заметно изменяются со временем. Это изменение вызвано так называемой прецессией земной оси, состоящей в том, что она не остается неподвижной, а движется по некоторому конусу (Это — хорошо известное движение волчка.) Прецессия оси очень медленная: один оборот продолжается около 26 тыс. лет. Прецессия не меняет наклона земной оси к плоскости орбиты. Поэтому в результате прецессии полюс мира за 26 тыс. лет описывает окружность с центром в полюсе эклиптики, имеющую радиус приблизительно в 23,5°. Как мы уже отмечали, в настоящее время полюс мира находится около альфы Малой Медведицы (Полярной звезды), а 4 тыс. лет назад ближайшей к полюсу звездой была альфа Дракона, через 12 тыс. лет Полярной звездой сделается Вега (альфа Лиры).

Поскольку прецессирует полюс мира, то прецессирует и экваториальная плоскость (по отношению к эклиптикальной), что выражается в медленном перемещении точек равноденствия среди звезд к западу. С начала нашей эры. например, точка весеннего равноденствия передвинулась из созвездия Овна в созвездие Рыб. Величина этого дрейфа составляет полных 360° в 26 тыс. лет, следовательно, в год равноденственные точки передвигаются приблизительно на 50,2» (и на 1.393° в век) Эта величина называется общей годовой прецессией.

Так как точка весеннего равноденствия служит началом отсчета в экваториальной системе координат, то вследствие ее движения прямые восхождения и склонения меняются. Это вызывает очень медленное изменение вида звездного неба. Так, через несколько тысяч лет Орион и Сириус опустятся вниз, и появится невидимый сейчас в Европе Южный Крест.

Так как движение точек равноденствия направлено навстречу годичному движению Солнца, то Солнце вступает в эти точки каждый год немного раньше, чем если бы они были неподвижны. Это вызывает предварение равноденствий, т.е. более раннее наступление равноденствий. Поэтому тропический год и короче звездного года на 20 минут; именно сколько времени нужно пройти Солнцу, передвигающемуся к востоку на 1° в сутки, чтобы пройти дополнительные 50,2». Этот дрейф тропического года относительно звездного года также называется прецессией.

Прецессия календаря

На практике при измерении длительных промежутков времени мы пользуемся тем или иным календарем. Соответствующий календарный год необходимо расходится с тропическим годом. Это расхождение, сложенное с расхождением тропического года относительно звездного года, т.е. расхождение календарного года со звездным, называется прецессией календаря.. Ее можно измерять либо в градусах, либо в сутках

Прецессия современного григорианского календаря, как наиболее близкого к идеальному, климатическому, почти равна прецессии тропического года и составляет 1,396° в век Прецессия юлианского календаря равна 0,627° в век (так что юлианский год ближе к звездному, чем григорианский), а прецессия еврейского календаря равна 0,99° в век, т.е. почти 1° в век.

Прецессия эклиптики

Прецессионный дрейф точки весны вызывает изменение и эклиптикальных координат. Ясно, что в результате прецессии долготы всех звезд ежегодно увеличиваются на 50,2». Этот сдвиг долгот можно уничтожить, приняв за начало отсчета не точку весны, а какую–нибудь звезду. Так, например, поступил Коперник, который принял за начальную звезду гамму Овна. Коперник рассчитывал получить таким образом «вечный» звездный каталог, поскольку, как легко видеть, широты звезд прецессией не затрагиваются. Однако позже выяснилось (этот факт подозревал еще Тихо Браге, но окончательно он был установлен только в XVIII веке), что на самом деле плоскость эклиптики также подвержена прецессионному дрейфу. Этот дрейф очень мал и непостоянен. В настоящее время он равен приблизительно 0,11» в год.

§ 2. Птолемей и его «Великое творение»

Характеристика Птолемея

Птолемей, вместе с Гиппархом, считается основоположником современной астрономической науки, а сочинение Птолемея «Альмагест» (что в переводе означает «Великое творение») — бессмертным памятником античной науки. Вот, например, что пишет, излагая традиционную точку зрения, известный советский историк астрономии Н.И. Идельсон:

«Клавдий Птолемей — астроном II в. н.э. Из его книги, полное название которой «Математический синтаксис (т.е. трактат) астрономии в XIII книгах», видно, что он наблюдал в Александрии в Египте в середине царствования Антонина Пия (138—161 г. н.э.); никаких других биографических сведений о нем не имеется, но в средние века само созвучие его имени с именами многочисленных династов, правивших Египтом после смерти Александра Македонского (Птолемей Лаг, Птолемей Сотер и др.), придавало некий таинственный ореол его «Синтаксису». (Не потому ли, в отличие от многого другого, этот обширный трактат дошел до нас в безупречной сохранности?) Ознакомление с «Синтаксисом» в латинских странах шло первоначально через арабские переводы греческого текста, относящиеся к IX—XI вв.; от арабов же за трактатом Птолемея утвердилось название «Альмагест» — испорченное греческое «Мегистэ», т.е. «величайший». Первое печатное издание «Альмагеста» по–латыни вышло в 1515 г. в Венеции, оно представляет собой тяжелый перевод с арабских рукописей, выполненный еще в конце XII в. Герардом Кремонским. Следующее латинское издание (Венеция, 1528) основано на первом, неудачном переводе, исполненном непосредственно с греческих кодексов (рукописей) Георгием Трапезундским в 1451 г. Первое печатное издание греческого текста (editio prmceps) вышло в Базеле в 1538 г., всего за пять лет до появления книги Коперника «Об обращениях небесных сфер»… Кроме «Альмагеста». Птолемею приписывается «География», астрологический трактат «Тетрабиблос» и другие труды.