Предшественники Птолемея

В III в. до н. э. греческие ученые добились немалых успехов - которые, конечно, были бы невозможны без опыта предшествующих поколений - в математическом толковании проблемы небесных движений.

Согласно теории ученика Евклида Аполлония Пергского (262-190 гг. до н. э.), движение планет по небесному своду напоминает перемещение какой-либо точки на ободе колеса телеги: при равномерном движении колеса вперед такая точка лишь часть времени движется в том же направлении, а в основном она либо перемещается в обратную сторону, либо находится в состоянии покоя. Согласно Аполлонию, планеты движутся с постоянной угловой скоростью по окружностям, центры которых, однако, не совпадают с центром мира. Более того, центры этих окружностей описывают еще одну окружность, центр которой уже находится в центре мира, последний же совпадает с центром Земли. Малая окружность получила название эпицикла, большая - деферента, Центр эпицикла обращался по деференту с сидерическим периодом планет, тогда как сама планета двигалась по эпициклу с синодическим периодом. Хотя здесь требовалось для каждой отдельной планеты задавать определенные значения диаметра эпицикла, угловой скорости, а также наклонов эпициклов и деферентов, создание подобной системы знаменовало собой определенный прогресс, так как все движения планет были выведены, исходя из единого принципа.

Движение планеты по эпициклам. Планета перемещается по малому кругу (эпициклу), центр которого движется по большому кругу (деференту). Центр деферента совпадает с центром мира (он же центр Земли). В результате создается наблюдаемое петлеобразное движение планет

Теория движения Солнца (1) по Гиппарху. Земля (2) находится в центре Мира-сферы неподвижных звезд (3), но центр солнечной орбиты (4) смещен относительно центра мира

К величайшим астрономам древности относится Гиппарх (190-125 гг. до н. э.)- тот, кого "никогда не удастся достойно восславить". По той выдающейся роли, которую он сыграл в разработке законченной геоцентрической картины мира в античный период, его можно сравнить с Тихо Браге или Иоганном Кеплером, внесшими огромный вклад в развитие уже гелиоцентрической системы спустя два тысячелетия. Наблюдения Гиппарха - а он выполнял их с помощью таких простых инструментов, как гномон, астролябия и армиллярная сфера,- имели поистине эпохальное значение.

Гиппарх на основе наблюдений лунных затмений рассчитал положения неподвижных звезд и установил, что звезда Спика в созвездии Девы по сравнению с древними записями примерно на 2° изменила свое положение относительно точки, в которой Солнце находится в начале осени. Хотя Гиппарх и не обольщался насчет точности древних наблюдений, он, исходя из них, сделал смелый вывод, что точка пересечения небесного экватора и эклиптики (точка весеннего равноденствия) перемещается по поясу зодиака по крайней мере на 1° в столетие. При этом Гиппарх открыл явление прецессии, обусловленное колебаниями земной оси, и установил, что полный период обращения точки равноденствия по поясу зодиака составляет 2.5 700 лет (годичное смещение равно 50,4 дуговой секунды).

В 134 г. до н. э. Гиппарх наблюдал "звезду", которая прежде не была видна и сравнительно быстро передвигалась относительно других звезд. Вероятно, речь шла о комете. В связи с этим открытием Гиппарх задался вопросом, насколько часто могут происходить такие явления и, вообще, не изменяют ли все звезды свое положение с течением времени. Он решил составить список всех наблюдаемых звезд и использовать его для опознавания других звезд, а также определения их положения и яркости. Этот звездный каталог Гиппарха включал 1022 звезды северного и южного звездного неба и представлял собой первый в истории каталог "неподвижных" звезд. Римлянин Плиний (23-79 гг. н. э.) назвал его "богопротивным трудом". Каталог Гиппарха содержал многочисленные сведения об изменениях, происходящих на небе. Позднее Птолемей включил этот каталог в свой "Альмагест".

Движение Солнца по Гиппарху. Как видно из чертежа, изображение движения Солнца выглядит одинаково как в теории эпициклов, так и в теории эксцентров - результирующая орбита (обозначена белой' жирной кривой) одна и та же. 1 - Земля; 2 - Солнце; 3 - центр эксцентра

Большое значение имели наблюдения Гип-пархом орбиты Солнца и прежде всего ее особых точек - осеннего и весеннего равноденствий, а также точек солнцестояний. На основе точных наблюдений Гиппарх установил, что продолжительность различных времен года неодинакова, хотя на эклиптике точки, соответствующие началу их, расположены равномерно (отстоят друг от друга на 90°). Как разрешить подобное противоречие?

При изображении Солнечной системы Гиппарх исходил из предположения, что Солнце равномерно движется по круговой орбите, и разделил солнечную орбиту на участки соответственно продолжительности времен года. Затем он связал точки начала каждого времени года с соответствующими точками на эклиптике, удаленными друг от друга на 90°. При этом центр солнечной круговой орбиты неизбежно расходился с центром эклиптики, занимая эксцентрическое положение (эксцентриситет равен 1/24 радиуса орбиты). Земля у Гиппарха по-прежнему располагалась в центре мира, но уже не в центре солнечной орбиты.

Гиппарх нашел возможность с помощью эксцентриков^* представить неравномерные движения через равномерные. Это открытие также представляло собой величайшую ценность и сыграло важную роль в развитии древнегреческой астрономии.

^*(Эксцентрик - вспомогательная окружность, которую использовали для представления годового обращения Солнца вокруг Земли в геоцентрической системе мира. Там движение Солнца объяснялось как движение по окружности с постоянной угловой скоростью; неравномерное же перемещение Солнца по эклиптике трактовалось как равномерное движение его по окружности эксцентрика, центр которого не совпадал с Землей. - Прим. перев.)