История астрономии. Великие открытия с древности до Средневековья

Но по причине очень большого эксцентриситета орбиты Меркурия (⅕, или более чем вдвое больше, чем у Марса) для него эта теория оказалась недостаточна. Центр малого круга теперь находится в n, когда Земля находится в а или b, и планета движется не на эксцентре, а назад и вперед по линии kl (диаметр малого эпицикла), которая всегда направлена к центру эксцентра, так что Меркурий находится в k каждые шесть месяцев, когда Земля находится в а или b, а центр эксцентра – в n, и в l, когда средняя гелиоцентрическая долгота Земли отличается на 90° от долготы апсид Меркурия, в то время как i обходит эксцентр за 88 дней. «Отсюда следует, что Меркурий в своем собственном движении не будет описывать всегда одну и ту же окружность круга, но очень сильно отличающиеся в зависимости от расстояния от центра орбиты, а именно наименьшую при нахождении в точке k, наибольшую в l и среднюю в i[304], приблизительно так же, как можно заметить у лунного эпицикла на эпицикле. Но то движение, которое Луна имеет по окружности, Меркурий совершает взад и вперед по диаметру, однако и это движение складывается из равномерных; как это происходит, мы показали, говоря о предварении равноденствий». Коперник не дает никаких объяснений тому, почему он отклоняется от кругового движения в данном конкретном случае.

Мы уже говорили, что Коперник не вел систематических наблюдений, но считал, что нескольких наблюдаемых положений для каждой планеты достаточно для определения элементов ее орбиты. Он определил эксцентриситет и долготу апогеев трех внешних планет по трем противостояниям, наблюдавшимся Птолемеем, а также по трем другим, которые наблюдал сам, и пришел к интересному открытию, что все долготы апогеев увеличились гораздо больше, чем можно было бы объяснить прецессией; и хотя он сильно преувеличил фактическую величину движения линий апсид, все же мы не можем отказать ему в чести этого открытия[305]. После нахождения этих двух элементов орбиты ему осталась простая задача определить отношение полудиаметра деферента каждой планеты к полудиаметру орбиты Земли по одному наблюдаемому положению планеты за пределами противостояния. Придав таким образом относительные размеры всей системе, Коперник добился большого преимущества над Птолемеем, так как никакая геоцентрическая система не может дать ни малейшего представления о расстояниях планет, хотя, как мы уже видели, фактические расстояния (относительно расстояния до Солнца) в действительности все вместе скрыты в соотношениях радиуса деферента к радиусу эпицикла, найденных Птолемеем. Расстояния до внутренних планет от Солнца, радиусы их эпициклов, по Птолемею, легко найти из наблюдений наибольшей элонгации, а вот Копернику приходилось полагаться исключительно на наблюдения, зафиксированные Птолемеем. Он приводит лишь одно наблюдение Венеры, сделанное им самим (покрытие Луны в 1529 г.), и ни одного наблюдения Меркурия, который, по его словам, доставил ему немало затруднений, потому что Меркурий редко виден из-за испарений Вислы[306]. Но все же ему удалось добыть три наблюдения Меркурия, одно сделанное Бернгардом Вальтером и два – Иоганном Шенером, и в случае этой планеты он также нашел прямое движение линии апсид[307].

Далее мы приводим средние расстояния до планет от Солнца, найденные Коперником: они почти идентичны тем, которые получаются исходя из определений Птолемея.

Что касается расстояния от Земли до Солнца, то Копернику пришлось принять значение солнечного параллакса, данное Гиппархом, сделав только мелкую поправку на значения видимых диаметров Солнца и Луны. Он заключает, что средний параллакс равен 3′1″, а среднее расстояние равно 1142 полудиаметра Земли.

В своей шестой книге, самой короткой из всех, Коперник касается широты планет, и в этой части своего труда он держится ближе всего к Птолемею, а также в ней сильнее всего ощущается нехватка точных наблюдений и мешает ему избавиться от ненужных осложнений. Орбиты трех внешних планет наклонены к плоскости эклиптики, но угол наклона не постоянен, а слегка варьируется в синодический период, будучи наибольшим, когда планета находится в противостоянии, и наименьшим, когда она находится в соединении. Средние значения наклона и пределы их изменения таковы: