Глава 4. Заполнение белых пятен - I. 1931-1956 [1983 Уайт А.

Бауэр и Уиппл (1930а) опубликовали шесть систем предварительных элементов, основанных на доступных в то время немногочисленных наблюдениях объекта Ловелловской обсерватории (Плутона). Они нашли, что явно выраженная транснептуновая орбита удовлетворяет полученным в то время результатам наблюдений, но должны были также признать, что наблюдениям можно удовлетворить и параболическими орбитами. По их оценкам, диаметр объекта в 1,4 раза больше диаметра Земли в предположении 15-й визуальной звездной величины, расстояния 41 а. е. и альбедо 0,07. Бауэр и Уиппл отметили, что единственной другой планетой с таким низким альбедо является Меркурий и что большее значение альбедо дало бы и меньший диаметр. Поэтому казалось более вероятным, что объект меньше Земли, а не больше. Если плотность объекта не является необычно большой, то его масса должна была быть значительно меньше предсказанного Ловеллом значения, равного семикратному значению массы Земли. Таким образом, уже в апреле 1930 г. астрономы представляли себе противоречие между видимым размером Плутона и предсказанным значением, выведенным на основе наблюдаемых возмущений в движении других планет.

Балде (1930) измерил диаметр Плутона с помощью 80-сантиметрового рефрактора Медонской обсерватории и указал, что он не может превышать 6400 км. Оценка Пикеринга (1931а) массы Плутона в 0,71 массы Земли в комбинации со значением диаметра Плутона, полученным Балде, приводит к средней плотности 31 г/см³, что в полтора раза больше плотности платины. Далее, если диаметр Плутона фактически меньше, скажем 4800 км, то средняя плотность достигает значения 73 г/см³. Пикеринг заметил, что если последнее значение правильно, то "Плутон является первым открытым планетным телом, внутренняя структура которого указывает на его происхождение за пределами Солнечной системы. Его плотность указывала бы в этом случае на связь с такими звездами, как белые карлики".

Вскоре появилась вторая работа Бауэра и Уиппла (1931), содержащая элементы и эфемериды Плутона на основе данных многочисленных наблюдений, опубликованных со времени его открытия. Особую важность имело отождествление Плутона на нескольких пластинках, сделанных до его открытия. В частности, это были пластинки на обсерваториях Уккль в январе 1927 г., Маунт-Вилсон в декабре 1919 г. и Вильямс-Бей в январе 1927 г. и январе 1921 г. Окончательная система элементов Бауэра (1931) под номером XIX (табл. 9) была основана на еще большем числе наблюдений до и после открытия и считалась наиболее авторитетной до работы Коэна, Хаббарда и Остервинтера (1967).

Таблица 9. Система XIX барицентрических элементов, 1900.0, (Бауэр, 1931)

В своей работе 1930 г. Браун пишет, что трудно понять, почему на основании очень малых невязок в долготе Урана оказались возможны предсказания существования внешней планеты, сделанные Ловеллом, Гайо, Лау и Пикерингом. Он отмечает, что масса только что открытого Плутона недостаточна для предвычисления планеты по ее влиянию на Уран и, следовательно, это открытие вблизи предвычисленного места было чисто случайным. Позднее Браун (1931), подтверждая свой скептицизм, показал, как использование формулы (1)

позволяет эффективно исключить из непрерывного ряда наблюдений периодический член с известным периодом, но неизвестными амплитудой и фазой. Браун нашел, что если это преобразование применить к возмущениям в долготе планеты, обусловленным притяжением внешней планеты, то кривая, изображающая эти возмущения в функции от времени, примет характерную форму, остающуюся практически неизменной в широкой области значений отношений расстояний планет от Солнца. Он также нашел, что преобразованные данные наблюдений могут иногда выявлять, обусловлен ли данный ряд невязок существованием неизвестной планеты или нет. Применяя свою формулу к случаю Плутона, Браун еще раз показал, что невязки в долготе Урана не имеют никакой ценности для предвычисления неизвестной планеты, и поэтому открытие Плутона вблизи пред вычисленного Ловеллом места является случайным. Для массы Плутона Браун вывел новый верхний предел, равный половине массы Земли. Затем Браун показал, что существующие данные наблюдений Нептуна недостаточны для предсказания существования Плутона, какова бы ни была его масса, и что потребуется по крайней мере еще сто лет наблюдений Нептуна, чтобы определить значение массы Плутона с вероятной ошибкой менее 1/4 массы Земли.

Критические замечания Брауна вызвали возражение у тех ученых, которые считали предсказания Ловелла и Пикеринга слишком близкими к действительности для того, чтобы оказаться чисто случайными. Как отметил Ривс (1951) (см. ниже), глубокий анализ этих двух противоположных точек зрения сделал Курганов (1941).

В то время как раньше Пикеринг (1931а) цитировал первую работу Брауна (1930) в поддержку своей критики предсказания Ловелла, теперь он (1932с) возражал против некоторых положений новой работы Брауна (1931). Пикеринг считал, что Браун спутал "два совершенно различных явления", происходящих при сближении одной планеты с другой; одно явление - это "максимальное отклонение", второе - "максимальный наблюдаемый эффект". Пикеринг отмечает, что, когда две планеты движутся рядом, возмущающая сила, или ускорение, гораздо больше, чем когда они находятся по противоположные стороны от Солнца, но время действия такой силы мало, так что максимальное отклонение может быть меньшим. Затем он объясняет, что максимальный наблюдательный эффект проявляется в виде острого пика кривой невязок, когда две планеты находятся в соединении. В случае же возмущений, происходящих вблизи оппозиции, никакого внезапного изменения скорости не происходит, хотя производимое отклонение может быть большим и охватывать больший промежуток времени. В самом деле, такое постепенное возмущение, представленное графически, едва ли вообще покажет наблюдаемый эффект. Пикеринг заключил свои возражения Брауну следующими словами: "Очень жаль, что его положения, основанные на его теории, по-видимому, не согласуются с фактами..."

Интересно отклониться здесь немного в сторону и проследить за любопытным изменением отношения Пикеринга к Ловеллу. В одной работе Пикеринг (1931е) отмечает, что, хотя ни он, ни Ловелл никогда не видели ни одной пластинки, содержащей изображение Плутона, и, следовательно, сами не смогли найти планету, Ловелл по крайней мере оставил деньги на продолжение поисков. Поскольку Пикеринг не сделал подобного дара, он написал:

"Если, как утверждают некоторые, было простым совпадением, что его (Ловелла) вычисленное положение оказалось столь близким к действительному, то это совпадение, конечно, стало поистине счастливым для обнаружения планеты. Но если бы не посмертный дар Ловелла, вполне вероятно, что планета не была бы открыта еще многие годы, и поэтому нужно в полной мере оценить его важную роль в открытии".

Возможно, уязвленный "удивительными и безрассудными претензиями на исключительную роль в предвычислении положения, предъявляемыми его (Ловелла) активными сторонниками, интенсивно поддерживаемыми газетной пропагандой", Пикеринг (1931а) отмечал:

"Я не могу назвать ни одного астронома, который с гордостью указывал бы на успех Ловелла в предвычислении положения планеты, отличающегося по долготе почти на 5° от фактического положения на небе... Ни у кого из тех, кто внимательно изучал его работу, не сложилось впечатления, что этот скромный успех обязан чему-то иному, чем простому совпадению".

Бауэр (1932) отметил, что масса Плутона слишком мала для уверенного определения ее значения гравитационным путем по имеющимся невязкам в движении какой бы то ни было планеты. Он высказал предположение, что масса Плутона может быть равной массе Тритона, т. е. 0,06-0,09 массы Земли, так как, если бы Тритон был удален на расстояние Плутона (40 а. с), его визуальная звездная величина изменилась бы от 13,5^m до 14,2^m - значения, найденного для Плутона. Однако Кроммелин обратил внимание на ошибку в этом расчете изменения звездной величины: на самом деле удаление Тритона на расстояние Плутона изменило бы его звездную величину до 14,9^m. Поэтому Бауэр (1933) пересмотрел оценку массы Плутона с 0,1 до 0,3 массы Земли. Бауэр (1934) использовал определение Бааде (1934) фотографической звездной величины Плутона, равной 14,9^m, как подтверждение того, что массы Плутона и Тритона одинаковы.

В своей работе Джексон (1930) рассмотрел отставание Нептуна в 1904 г. на 5" от положения, вычисляемого по теории Леверье. После 1904 г. фактическое положение планеты отставало на 3" от положения по теории Ньюкома (1899), заменившей теорию Леверье. Джексон показал, что простым изменением элементов, а именно увеличением периода на три часа, можно удовлетворить не только современным наблюдениям, но и наблюдениям Лаланда 1795 г. Пикеринг (1933) указал, что эта поправка обусловлена "подталкиванием" Нептуна Плутоном, что увеличивает скорость Нептуна и, очевидно, приводит к уменьшению его периода. Он привел таблицы, дающие вычисленные им и Ньюкомом отклонения от теоретических положений Нептуна на интервале 1795-1896 гг., а также вычисленные им и Джексоном отклонения на интервале 1898-1929 гг. Пикеринг полагал, что там, где нерегулярная составляющая отклонений была большой относительно самих отклонений, как это имело место в табличных значениях, более удовлетворительные результаты могли бы быть получены с помощью его графического метода, а не аналитическими методами. Пикеринг высказал предположение, что Джексон мог бы предсказать положение Плутона по полученной им кривой так же точно, как Пикеринг по своей. Если бы Джексон закончил свою работу двумя или тремя годами раньше и исследовал свои фотографические пластинки с достаточным вниманием, он мог бы "обеспечить Англии очень большую долю заслуги в открытии девятой планеты".

Никольсон и Мейолл (1931) вычислили новые элементы орбиты Плутона, используя положения Плутона, полученные по пластинкам Хьюмасона, снятым в 1919 г. с помощью 25-сантиметрового телескопа с триплетом Кука, и по пластинкам, сделанным в 1930 г. с помощью 150- и 250-сантиметрового рефлекторов обсерватории Маунт-Вилсон. Для определения массы Плутона методом наименьших квадратов они также использовали сводку разностей Джексона (1930) между наблюдаемыми долготами Нептуна и значениями, вычисленными по элементам Ньюкома. Для массы Плутона они получили значение 0,94±0,25 массы Земли. Рассел (1931) считал, что значение массы Плутона, найденное Никольсоном и Мейоллом, достаточно для объяснения возмущений в движении Урана и Нептуна и довольно оптимистично заключил, что "все противоречия исчезли".

Пикеринг (1931b) описал орбиту кометы Уилка 1930 III, интересную тем, что эта комета принадлежит группе из 15 или 20 комет, афелии которых предположительно считались связанными с гипотетической трансплутоновой планетой Р. Пикеринг (1931d) полагал, что положение планеты Р известно почти столь же точно, как было известно положение Плутона перед его открытием. На эпоху 1930,0 он дал ее координаты α = 20h 08m, δ = -53,9°. Пикеринг предсказал, что планета Р обладает диском более 1" в диаметре и имеет 11-ю звездную величину. Он призывал к проведению визуальных поисков в течение нескольких ночей в наиболее вероятной области пребывания планеты, так как это могло бы, возможно, сделать ненужными длительные фотографические поиски. На рис. 4.1 (Пикеринг, 1931с) приводится сравнение орбит Плутона и гипотетической планеты Р.

Рис. 4.1. Орбиты Плутона и планеты Р (Пикеринг, 1931с)

В последующей работе Пикеринг (1932b) сообщил, что он разослал циркулярное письмо примерно пятнадцати различным обсерваториям в Южном полушарии. В этом письме он приводил данные о положении планеты Р, ее звездной величине и другую соответствующую информацию. К своему удивлению, он получил пять ответов: два наблюдателя не имели подходящих инструментов для этой работы, один сообщал о пасмурной погоде, а двум не удалось найти планету. Параскевопулос на Гарвардской станции в Южной Африке, который раньше получил снимки Плутона после его открытия, снял с помощью 25-сантиметрового рефрактора Меткалфа пластинки с изображениями звезд даже слабее 15-й величины. Однако сообщал он, "к сожалению, никакого неизвестного объекта не было обнаружено". Хоррокс из Капской обсерватории извещал, что он не нашел никаких свидетельств занептуновой планеты вплоть до 14,7 звездной величины на пластинках, снятых с помощью 12,5-сантиметровой широкоугольной камеры.

Пикеринг (1932а) нa основе невязок в долготах Юпитера в Сатурна предсказывал также существование планеты U с орбитой, лежащей между орбитами Юпитера и Сатурна. Кроме того, он (1931с) постулировал существование планеты S с периодом обращения 328 лет, наклоном орбиты 30,5° и долготой 347°, а также планеты Т, орбита которой находится между орбитами Урана и Нептуна.

Файе (1931а) исследовал орбиты всех комет, появлявшихся между 1680 и 1930 г., и нашел, что только одна из 240 комет имела тесное сближение с Плутоном, происшедшее в 1920 г.

Подобно Форбсу (1880а, b) и Фламмариону (1884), Шютте (1949) отметил корреляцию между афелиями кометных семейств и соответствующими планетами-гигантами и на этом основании пришел к выводу о существовании планеты за Плутоном, названной им "Трансплутон" и находящейся на среднем расстоянии 77,2 а. е. В своей работе Шютте (1949) нарисовал окружность указанного радиуса и нанес в соответствующем масштабе орбиты восьми комет трансплутонового семейства (рис. 4.2).

Рис. 4.2. Восемь комет семейства Трансплутона. 1 - комета 1851 IV (Петерса), 2 - комета 1932 X (Додвелла-Форбса), 3 - комета 1937 III (Нагаты), 4 - комета 1885 III Брукса), 5 - комета 1905 III (Джакобини), 6 - комета 1932 I (Хотона - Энсора), 7 - комета 1932 V (Пельтье - Уиппла), 8 - комета 1874 IV (Кагги). (Из работы Шютте, 1949)

Он отметил тот замечательный факт, что плоскости орбит всех восьми комет наклонены по отношению к эклиптике в одном направлении, указывая на высокий наклон орбиты Трансплутона. По его мнению, вряд ли можно определить орбиту этой планеты на основе возмущений в движении Урана, Нептуна или Плутона. Кроме того, Трансплутон, вероятно, имеет такой слабый блеск, что его открытие может произойти только случайно.

Используя элементы Никольсона и Мейолла (1931) и пренебрегая возмущениями, Файе (1931b) нашел, что интервал между последовательными гелиоцентрическими соединениями Плутона и Нептуна составляет немногим менее 500 лет. Рур (1934) выяснил, что среднее движение Плутона мало отличается от 1/3 значения среднего движения Урана; период соответствующего неравенства составляет 6516 лет. В рамках теории вековых возмущений Рур (1939) нашел период 21000 лет для неравенства в среднем движении Плутона, обусловленного возмущениями от Юпитера и Сатурна. Позднее он (1940) нашел период 12000 лет для изменения эксцентриситета орбиты Плутона вследствие возмущающего влияния Нептуна.

Хотя позднее Коэн и Хаббард (1964, 1965) доказали невозможность захвата Плутона Нептуном, Литлтон (1936) считал, что такой захват может иметь место в будущем или мог случиться в прошлом. Он исследовал несколько различных типов таких событий, в частности случай, когда Тритон и Плутон были сначала прямыми спутниками Нептуна. По мнению Литлтона, если бы Плутон был независимой планетой, то было бы естественно ожидать такой его орбиты, которая целиком расположена за орбитами других планет. С другой стороны, если считать, что Плутон и Тритон в прошлом были прямыми спутниками Нептуна, то нужно найти механизм, объясняющий их тесное сближение, необходимое для выброса. Литлтон предположил, что под влиянием приливного трения средние расстояния спутников могут стать равными, что приводит к тесному сближению. В связи с этим он заметил также, что период вращения Нептуна является самым большим среди всех планет-гигантов. На основании расчетов относительных энергий, требующихся при таком захвате, он заключил, что Плутон мог первоначально быть прямым спутником Нептуна, а сближение с Тритоном, сделавшее его независимой планетой, изменило также общее направление движения Тритона.

Довилье (1951) предположил, что Плутон и Тритон в действительности являются близнецами из семейства планет-гигантов, у которых, как и у земных планет, образовалась плотная кора в силу недостаточной начальной массы и высокой начальной температуры, приведших к потере ими более легких элементов.

Путнам и Слайфер (1932) отметили, что отчетливый желтоватый цвет Плутона, наблюдавшийся Лампландом с помощью 105-сантиметрового ловелловского рефлектора, указывает на отличие атмосферы Плутона от той, которая окружает Нептун. Возможно также, что Плутон, подобно Меркурию, лишен атмосферы. Они указали, что в силу значительности эксцентриситета орбиты Плутона яркость планеты подвержена значительным изменениям. Яркость Плутона будет медленно увеличиваться до 1989 г., после чего в течение следующих 125 лет она будет убывать. Это увеличение яркости было подтверждено визуальными оценками видимой звездной величины Плутона, сделанными Мосли (1969), но оказалось в противоречии с фотометрическими наблюдениями Харди (1965 а, b), которые показали ослабление яркости планеты.

После открытия Плутона было решено (Слайфер, 1938), что поиски планет в Ловелловской обсерватории должны продолжаться вдоль эклиптики и распространяться как на более высокие, так и на более низкие склонения. Пластинки, снятые в 1930 г., покрывали одну полосу, расположенную вдоль эклиптики. При продолжении поисков фотографировались две полосы, параллельные эклиптике, одна к северу, а другая к югу от нее. К сентябрю 1932 г. полный пояс шириной от 30 до 35° был сфотографирован и исследован на блинк-компараторе. К маю 1943 г. вся часть неба, доступная наблюдениям из Флагстаффа, от 50° южной широты до северного полюса мира, была сфотографирована с не менее чем трехкратным покрытием каждой области при времени экспозиции в один час (Томбо, 1961). Пластинки, снятые 12,5-сантиметровой когшеловской камерой, охватывали звезды до 14-15-й величины, в то время как пластинки размером 25X42,5 см фиксировали звезды до 18,6-й величины. С июля 1943 г. по август 1945 г. поисковая работа была прервана из-за военных исследований, но c августа по ноябрь 1945 г. вновь проводилось изучение на блинк-компараторе некоторых снимков северных областей. С тех пор дальнейшие поиски не производились вплоть до работы Фосса, Шейв-Тейлора и Уитворта (1972). На рис. 4.3 показана область неба, исследованная к 1945 г. (Томбо, 1961).

Рис. 4.3. Область, охваченная поиском транснептуновых планет в Ловелловской обсерватории, 1929-1945 гг. Заштрихованные участки - предельная звездная величина 16-17^m; участки, отмеченные точками (в основном между -40° и -50° по склонению) - предельная звездная величина 14-15^m (Томбо,1961)

Томбо выразил надежду, что оставшиеся неисследованными области будут изучены в будущем. Такое исследование на блинк-компараторе могло бы оказаться плодотворным (см. Брэди, 1972).

Всего на блинк-компараторе с учетом перекрывающихся участков была исследована область площадью 45117 квадратных градусов, что составило 75,4 кв. м фотографических пластинок. Это исследование потребовало примерно 7000 часов работы. Общее число звезд в исследованных областях по оценкам составляет 44 675000, или в среднем 1000 звезд на квадратный градус. Учитывая ту тщательность, с которой выполнялась работа по поиску планет, Томбо (1961) выразил уверенность, что не существует неизвестных отдаленных планет ярче 16-й звезд ной величины и что любая планета 16-17-й величины имела бы хорошие шансы быть обнаруженной. По его мнению, можно было бы распространить поиск до 20-й величины с помощью 120-сантиметрового телескопа Шмидта обсерватории Маунт-Паломар. Этот инструмент позволил бы обнаружить объект с диаметром 600 км в предположении, что его альбедо в 2,5 раза превышает альбедо Луны. Но Томбо признал также, что количество сфотографированных звезд до 20-й величины в области Млечного Пути было бы совершенно необъятным, так что поиски планет надо было бы ограничить областями, лежащими вне Млечного Пути. Томбо предложил для такого обзора две области: в Водолее и восточной части созвездия Рака, где следовало бы выполнять фотографирование каждый год во время оппозиции с целью обнаружить возможные объекты при пересечении ими границ Млечного Пути.

Шехтмэн (1945) остановился на эйнштейновском смещении перигелия Меркурия. Так как Меркурий подвержен возмущениям от планет, то иногда высказываются сомнения, "достаточны ли невязки в возмущениях для решающей проверки предсказаний теории Эйнштейна. В связи с этим Шехтмэн указал, что Плутон находится у внешних границ Солнечной системы и свободен от сложностей возмущенного движения линии апсид ор биты Меркурия. Кроме того, Плутон имеет еще больший эксцентриситет, чем Меркурий, так что исследование смещения перигелия Плутона может служить для еще более решающей проверки теории Эйнштейна. Шехтмэн заключил, что характерная особенность орбиты Плутона, обладающего фактически невозмущенным и несложным движением перигелия, делает наблюдательную проверку его апсидального движения чрезвычайно желательной^*.

^* (Эти рассуждения неверны. Ньютоновское возмущенное движение перигелия орбиты Плутона более сложно, чем в случае Меркурия (см. гл. 6), а эйнштейновское смещение перигелия Плутона совершенно ничтожно. - Прим. ред.)

Рис.4.4а. Британское астрономическое общество, № 577. Снимки, полученные Койпсром на обсерватории Мак-Дональд с помощью 2,1-метрового рефлектора (главный фокус). 24 января 1950 г., 7 ч 01 мин UT. Экспозиция 30 мни, полная апертура. Пластинки 103а-О. На втором снимке заметно движение Плутона. Видно много слабых галактик. (С разрешения обсерватории Мак-Дональд)

В 1948 и 1949 гг. Джерард Койпер попытался измерить диаметр Плутона с помощью 205-сантиметрового телескопа обсерватории Мак-Дональд. Несмотря на значительные усилия, из-за малой яркости Плутона он не получил надежных результатов На рис. 4.4 изображены две фотографии Плутона, сделанные Койпером. Позднее Койперу (1950) удалось измерить диаметр Плутона с помощью 500-сантиметрового телескопа Хэйла обсерватории Маунт-Паломар. Работая в сотрудничестве с Хьюмасоном, Койпер помещал в главный фокус телескопа устройство для измерения размеров изображения и наблюдал Плутон с эффективным увеличением в 1140 раз. Было найдено, что диаметр Плутона составляет 0,021 мм, или 0,23". Койпер произвел сравнение с освещаемыми искусственными дисками и установил, что указанное значение является реальным результатом измерения, а не просто дает верхнюю границу.

Рис.4.4б. Британское астрономическое общество, № 577. Снимки, полученные Койпсром на обсерватории Мак-Дональд с помощью 2,1-метрового рефлектора (главный фокус). 25 января 1950 г., 6 ч 50 мин UT. Экспозиция 60 мин, диафрагма 1,4 м. Пластинки 103а-О. На втором снимке заметно движение Плутона. Видно много слабых галактик. (С разрешения обсерватории Мак-Дональд)

Койпер вычислил альбедо, исходя из оценки Бааде (1934) фотографической звездной величины Плутона, и получил значение 0,17, гораздо более обоснованное, чем значение 0,04, выведенное с учетом предположения об одинаковых размерах Плутона и Земли. По расчетам Койпера диаметр Плутона составляет 0,46 диаметра Земли. Он считал, что такая планета может иметь атмосферу, хотя большая часть первоначальной атмосферы должна была замерзнуть. Он отметил, что атмосфера и снежная или покрытая льдом поверхность исключают низкое значение альбедо. В то же время альбедо Плутона не может соответствовать чистому снегу и иметь значение 0,7-0,8, потому что снег должен был потемнеть на протяжении веков, покрываясь частицами, заносимыми кометами и метеорами. По оценке Койпера, атмосфера Плутона эквивалентна 0,1 атмосферы Земли.

Позднее Койпер (1953) указал, что если период вращения Плутона имеет величину порядка одних суток или меньше, то планетное происхождение Плутона становится очень вероятным; если же период имеет величину порядка недели, то почти наверняка Плутон сформировался как спутник Нептуна в согласии с медленным вращением внешних спутников. Во всяком случае, Койпер считал массу Плутона слишком малой, чтобы оказывать значительное возмущающее влияние на кометы в зоне за Нептуном.

Уокер и Харди (1955) произвели фотометрическое определение периода вращения Плутона спустя 25 лет после того, как Рассел (1930а) предложил идею такого определения. Они использовали наблюдения, выполненные Уокером в 1954 г. с помощью 150- и 250-сантиметрового рефлекторов обсерватории Маунт-Вилсон, а также наблюдения Уокера и Харди 1955 г. на 105-сантиметровом ловелловском рефлекторе. Койпер добавил несколько наблюдений 1953 г., сделанных на 205-сантиметровом инструменте обсерватории Мак-Дональд. Яркость Плутона в измерениях 1954-1955 гг. сопоставлялась с яркостью двух соседних звезд сравнения. Для того чтобы уменьшить требуемое время наблюдений, эти звезды были выбраны на две величины более яркими, чем Плутон, и имеющими примерно тот же самый цвет. Поэтому не надо было учитывать ни изменение зенитного расстояния, ни дифференциальную поправку за цвет. Уокер и Харди получили значение периода вращения 6,390±0,003 сут. Они оставили на долю будущих наблюдений выяснение того, сохраняет ли кривая блеска свой вид и не является ли ее амплитуда функцией положения планеты на орбите, что могло бы указать на наклон оси вращения Плутона. Они предполагали, что наблюдали Плутон скорее со стороны экватора, чем со стороны полюса, так как его интегральный блеск менялся с вращением планеты на 0,1 звездной величины. Такое изменение блеска наблюдается в случае Марса, который, конечно, виден со стороны экватора.

Как отметил Ривс (1951), в большинстве работ, посвященных открытию Плутона, не упоминаются фундаментальные исследования Курганова (1941). Вскоре после открытия Плутона Браун (1930, 1931) опубликовал две работы, в которых он пришел к выводу, что вычисления Пикеринга и Ловелла не имели отношения к открытию Плутона, а само это открытие вблизи места, указанного Ловеллом, было случайным. Браун не стремился проанализировать ни одну из работ этих авторов, возможно, потому, что детальный анализ работы Ловелла был бы слишком трудоемким, а метод Пикеринга был скорее эмпирическим, чем аналитическим. Вместо такого анализа Браун сформулировал свои косвенные возражения в четырех главных аргументах:

Браун не задавался целью изучить вопросы, которые следуют из его критических замечаний и которые возникли у других исследователей, в частности у Курганова, а именно: почему Ловелл получил определенное решение; почему предсказания Ловелла и Пикеринга так близко совпали; почему планета X Ловелла обеспечила уменьшение систематических невязок в движении Урана на 99%? Изучая эту проблему, Курганов выделил следующие пять пунктов:

Рассмотрев очевидные свидетельства наличия возмущений от Плутона в движении Урана, Курганов заключил, что возмущения до 1780 г. по величине значительно больше, чем современные возмущения, но эту разницу нельзя целиком объяснить большими систематическими ошибками в старых наблюдениях. Курганов согласен с Брауном, что современные возмущения в движении Урана слишком малы для предвычисления каких-либо элементов орбиты Плутона. Чтобы проиллюстрировать, насколько близким к действительности оказалось предсказание Ловелла и насколько невероятными были любое совпадение или случайность, Курганов нарисовал диаграмму, представленную на рис. 4.5 (Ривс, 1951).

Рис. 4.5. Положения Плутона и 'теоретических' планет на эпоху 1920,0. Положения даны в проекции на плоскость эклиптики. Истинное положение Плутона на эпоху 1920,0 отмечено знаком +. Приведены обозначения, использованные разными авторами (X₁ и Х₂ -Ловелл; L_A и L_B - Лау; G_A и G_B - Гайо; P₁₉₀₉, P₁₉₁₉, P₁₉₂₈ - Пикеринг). Буквы со штрихами указывают симметричные положения. (Это рис. 21 из работы Курганова, см. Ривс, 1951.)

Ловелл получил два диаметрально противоположных решения, которые уменьшили невязки в движении Урана на 99 и 90% соответственно. Хотя сам Ловелл считал разницу в 9% недостаточной, чтобы предпочесть одно решение другому, в действительности Плутон был найден вблизи положения, обеспечивающего 99%-ное уменьшение невязок.

Метод Пикеринга был графическим и, следовательно, носил эмпирический и приближенный характер; тем не менее, как отмечает Курганов, этот метод позволил Пикерингу сделать ряд важных выводов:

При обсуждении критических замечаний Брауна Курганов опроверг его аргументы по отдельности. Во-первых, он обнаружил, что наблюдения, выполненные до 1780 г., за немногими исключениями, были гораздо более точными, чем предполагал Браун. Во-вторых, неправильное предсказание Ловеллом значения массы Плутона не влияет на предсказанную им долготу, а масса Плутона хотя и меньше предсказанного значения, все-таки достаточна для того, чтобы вызвать возмущения, объясняющие невязки до 1780 г. Курганов очень детально рассмотрел законность третьего аргумента Брауна и заключил, что соображения Ловелла были обоснованны. Для упрощения сравнений наблюдаемых невязок в движении Урана с возмущениями, обусловленными гипотетической транснептуновой планетой, Браун вывел математическую формулу (1). Курганов подверг сомнению справедливость формулы Брауна, опровергая тем самым его четвертый аргумент. Ривс (1951) отмечает:

"Курганов показывает, что использование Брауном рассматриваемого преобразования в качестве критерия недопустимо по нескольким причинам:

Курганов модифицировал преобразование Брауна и использовал все наблюдения. Он нашел, что как для Урана, так и для Нептуна преобразованные невязки (в окрестности максимальных возмущений) имеют характерную форму возмущений от внешней планеты".

Что касается общего вывода Курганова, мы снова цитируем Ривса (1951):

"Заключение Курганова таково: тезис о "чистой случайности" в отношении открытия Плутона абсолютно неприменим. Плутон был "открыт" Ловеллом в 1915 г. и переоткрыт Пикерингом в 1919 г. методами небесной механики до своего "физического" открытия, сделанного Томбо в Ловелловской обсерватории".

Альтер (1952) отметил, что если справедливо значение диаметра Плутона, полученное Койпером, и принято разумное значение для его плотности, то масса Плутона оказывается слишком малой, чтобы обусловить возмущения орбиты Урана, приведшие к его открытию. Альтер развил дальше возможное решение этой проблемы, предложенное сэром Джеймсом Джинсом и приведенное Кроммелином (1934), которое основано на предположении, что поверхность Плутона отражает свет в большей или меньшей степени подобно зеркалу. В таком случае мы наблюдаем солнечный свет, отражающийся только от небольшой области вблизи центра поверхности, но не от ее краев. Неровная поверхность позволила бы нам измерить действительный диаметр. Альтер сообщает об эксперименте, в котором с помощью 30-сантиметрового рефрактора фотографировались четыре освещенных небольших шара одинакового размера, но с поверхностями различных типов. Поверхности шаров были соответственно следующими: полированная сталь, матово-белая краска, алюминиевая краска и, наконец, комбинация темных неровных областей с пятнами алюминиевой краски. Все шары казались имевшими разные диаметры, и Альтер пришел к выводу, что в случае планеты с неизвестными поверхностными характеристиками, как бы тщательно ни измерялся диаметр, мы просто получаем его минимальное значение. Планета может быть такой же по величине, как показывают измерения, но может быть и гораздо больше. По-видимому, единственная надежда провести верные измерения может быть связана с "чрезвычайно трудоемким" методом наблюдения покрытий звезд планетой. Однако даже при этом необходимо значительное число покрытий.