Книга Вторая Новой Астрономии завершается следующими словами:
И таким вот образом, здание, которое мы возвели на фундаментах наблюдений Тихо, нам необходимо теперь было разрушить… Это было наказанием для нас за то, что мы следовали нам подходящим, но на самом деле фальшивым, аксиомам, данным нам великими умами прошлого.
5. Неверный закон
Следующий акт драмы начинается с Книгой Третьей. Как только занавес поднялся, мы видим Кеплера, готовящегося выбросить еще больше мешков с балластом. Аксиома равномерного движения уже пошла за борт; Кеплер чувствует и намекает на то, что за ним должно пойти еще более положение о движении по окружности (Новая Астрономия, том II, глава 20). Невозможность конструирования круговой орбиты, которая бы удовлетворяла всем существующим наблюдениям, подсказала ему, что окружность следует заменить какой-то другой геометрической кривой.
Но перед тем, как Кеплер мог сделать это, ему необходимо было осуществить весьма крупный объезд. Ведь если орбита Марса не была окружностью, ее истинную форму можно было установить путем определения достаточного числа точек на неизвестной кривой. Окружность определяется всего тремя точками на контуре; любая другая кривая требует большего числа точек. Так что перед Кеплером встала задача конструирования орбиты Марса без заранее определенной идеи относительно ее формы, начиная чуть ли не с царапины.
Чтобы справиться с этим, поначалу следовало перепроверить движение самой Земли. Ибо, после всего, Земля является нашей обсерваторией; и если возникнут какие-то неверные концепции относительно ее собственного движения, все заключения относительно движения других небесных тел будут искажены. Коперник предположил, будто бы Земля движется с постоянной скоростью – не так, как другие планеты, всего лишь "квазиравномерно" по отношению к некоторому экванту или эпициклу, но по-настоящему с постоянной. А поскольку наблюдения противоречили догме, неравномерность движения Земли объяснялась рекомендацией, будто бы орбита периодически расширяется и сокращается словно какая-нибудь медуза. Это было типичной импровизацией из числа тех, которыми астрономы свободно пользовались для манипуляции вселенной на своих чертежных досках в зависимости от того, как им нравилось. И столь же типичным было то, что Кеплер отверг данную импровизацию как "фантастическую", опять же на основании того, что для подобной пульсации не существовало никаких физических причин.
Отсюда определилась задача по более тщательному, чем это было сделано Коперником, определению обращения Земли вокруг Солнца.. Для этого Кеплер разработал весьма оригинальный метод своего собственного авторства. Метода была относительно простой, но случилось так, что никто до него ее не использовал. Суть методики заключалась в фокусе, когда наблюдатель свое местоположение с Земли на Марс и рассчитывал движение Земли точно так же, как это бы делал астроном-марсианин[243].
Результат был именно таким, какого он ожидал: Земля, как и другие планеты, не обращалась вокруг Солнца с постоянной скоростью, но, то быстрее, то медленнее, в зависимости от расстояния от центральной звезды. Более того, в двух экстремальных точках орбиты, в афелии и перигелии (см. иллюстрацию в п. 3) оказалось, что скорость Земли, очень просто и красиво, обратно пропорциональной расстоянию от Солнца.
И в этой вот решающей точке (в начале 33 главы III тома Новой Астрономии) Кеплер отрывается от трамплина и взмывает в воздух. До сих пор он с огромным терпением готовил свой второй приступ к загадке орбиты Марса. Но сейчас он занялся совершенно другой проблемой. "Эй, физики, прочистьте-ка свои уши, - предупреждает он, - сейчас мы собираемся вторгнуться на вашу территорию". И последующие шесть глав занимает отчет об этом вторжении в физику небесных тел, которая, со времен Платона, находилась с астрономией совершенно в различных плоскостях.
243
Наблюдатель на Марсе вступает в дело всякий раз, когда Марс возвращается в заданное положение на своей орбите, то есть, когда он обладает той же самой гелиоцентрической долготой. Так как сидерический период Марса был известен, время, когда такое случается, можно было определить, и при этом определить различные положения, которые при этом занимает Земля. Методика дает ряд треугольников "Марс - Солнце – Земля": МСЗ1, МСЗ2, МСЗ3, где углы при Солнце и Земле были известны (из наблюдений Тихо Браге и/или предварительно разработанного Кеплером метода аппроксимаций). Это дает нам отношения СЗ1/СМ, СЗ2/СМ, СЗ3/СМ; так что теперь определение орбиты Земли представляло простую геометрическую задачу (при этом предполагалось, что орбита представляет собой окружность), так же просто вычислялся ее эксцентриситет и положение