Страница:
– На самом деле, – сказала она, – наш мир – это большая плоская тарелка, которая стоит на спине гигантской черепахи.
– Ну хорошо, – улыбнулся Рассел, – а на чем же держится черепаха?
– Вы очень проницательны, молодой человек, – отвечала маленькая пожилая леди. – Черепаха стоит на спине другой черепахи, та – еще на одной и так далее, и так далее, и так далее.
Наверное, космогония Гекатея еще долго была бы в ходу, если бы не отдельные досадные мелочи. Наблюдательные греки подметили, что картина звездного неба ощутимо меняется во время путешествия с юга на север. Часть звезд уплывает за южный горизонт, а на севере загораются новые созвездия, которые невозможно разглядеть в южных широтах. Например, Полярная звезда шаг за шагом взбирается все выше и выше, из чего с необходимостью следовало заключить, что рано или поздно она повиснет прямо над головой путешественника. Разумеется, грекам было невдомек, что подобное событие может состояться только лишь на Северном полюсе, но тенденция говорила сама за себя. (Справедливости ради отметим, что за пять веков до Рождества Христова Полярная, то есть альфа Малой Медведицы, не была ближайшей к полюсу звездой, но эти частности мы здесь опустим.) С другой стороны, при поездке на юг Полярная звезда начинает скользить вниз, увлекая за собой северные созвездия, а из-за южного горизонта выныривают незнакомые звезды. На линии экватора (понятие столь же умозрительное для древних греков, как и Северный полюс) Полярная звезда должна лечь на северный горизонт. Если бы Земля была плоским диском, рисунок созвездий менялся бы крайне незначительно, чуть-чуть смещаясь по перспективе. Звездное небо всюду выглядело бы одинаково, а вышеописанных сложных эволюции не было бы и в помине.
Поэтому древнегреческий философ Анаксимандр, живший почти за 100 лет до Гекатея и тоже уроженец Милета, предположил, что земная поверхность искривляется по направлению с юга на север. Вместо круглой плиты у него получился цилиндр, лежащий горизонтально, на поверхности которого живут люди. Надо сказать, что малоазийский город Милет был самой настоящей культурной Меккой античного мира, ибо старший современник Анаксимандра, его земляк и учитель Фалес, первый представитель школы ионийских натурфилософов, тоже понимал толк в движении небесных светил. По преданию, он предсказал солнечное затмение 585 года до н. э. Откровенно говоря, не совсем понятно, как ему удалось это сделать, потому что у Фалеса наша Земля имела форму плоского диска, плавающего на поверхности бескрайнего океана. Теорию солнечных и лунных затмений греки разработали значительно позже, так что оставим достижения Фалеса Милетского на совести хронистов.
Цилиндрическая Земля Анаксимандра была бесспорным шагом вперед по сравнению с плоской Вселенной Гекатея или Фалеса, но и она, увы, не спасала положения. Как известно, античные греки были морским народом, очень рано освоившим и заселившим средиземноморское побережье на всем его протяжении – от Гибралтарских столпов на западе до берегов Малой Азии на востоке. Верткие остроносые корабли отважных мореходов не только проникли через цепочку проливов в Черное море (греки называли его Эвксинским Понтом), но и вышли в Атлантику, а в поисках легендарной страны Туле добрались до Британских островов (экспедиция Пифея). Недаром баснописец Эзоп однажды сравнил своих соплеменников с лягушками, облепившими со всех сторон родное болото. Древним грекам, вся жизнь которых была тесно связана с морем, едва ли не каждый божий день доводилось провожать утлые скорлупки в далекое плавание. Внимательно наблюдая за кораблями, покидавшими гавань, они не единожды имели возможность удостовериться, что судно не просто тает «в тумане моря голубом», а словно бы пропадает за склоном холма по частям: сначала из глаз скрывается корпус, потом – парус, затем – верхушки мачт. Тем, кто способен думать, оставалось сделать элементарное умственное усилие, чтобы прийти к выводу о шарообразности Земли. Более того, корабли ускользали под гору совершенно одинаково, вне зависимости от направления, в котором они плыли. Путешествие на юг давало в точности такой же результат, что и плавание на восток или запад. Цилиндрическая модель Анаксимандра была не в силах объяснить равномерный изгиб поверхности Земли по всем направлениям, а потому оказалась несостоятельной. Греки справедливо рассудили, что только поверхность шара не противоречит всей сумме накопленных античной наукой фактов.
Полагают, что мысль о сферичности Земли была впервые высказана современником Сократа Филолаем из Тарента. Это произошло во второй половине V века до н. э. А великий Аристотель, живший примерно 100 лет спустя, уже твердо знал, что Земля – шар, и даже добавил в копилку античной астрономии свой собственный аргумент. Он догадался, что причиной лунных затмений является отбрасываемая Землей тень, когда наша планета оказывается между Луной и Солнцем. Причем поперечное сечение земной тени на диске Луны всегда бывает круглым, что может произойти только в том случае, если Земля имеет форму шара. Будь Земля плоским диском, картина была бы совершенно иной. Говорят, что Аристотель даже попытался вычислить длину экватора нашей планеты, взяв за основу разницу в положении Полярной звезды в Греции и Египте. У него получилась величина, примерно равная 400 000 стадиев. Если перевести античные меры длины в привычную нам метрическую систему, то в одном стадии окажется около 200 метров. Во всяком случае, большинство историков полагают, что это именно так (аттический стадий насчитывал 185 метров, а вавилонский – 195 метров), хотя полной ясности в этом вопросе нет. Так или иначе, но диаметр Земли, измеренный Аристотелем, оказался вдвое больше современного значения.
А вот Эратосфен Киренский, живший в III веке до н. э., получил куда более надежный результат. Из расчетов Эратосфена следовало, что окружность земного шара составляет (в переводе на метрические меры) 39 700 километров (современные вычисления дают почти 40 000 километров). Результат Эратосфена удалось слегка подправить только в конце XVIII столетия, что не может не насторожить вдумчивого исследователя, поскольку инструменты, которыми пользовался греческий астроном, были на редкость примитивны. Он измерял высоту Солнца над горизонтом 21 июня, в день летнего солнцестояния, когда полуденное светило наиболее высоко поднимается в небе. Измерения проводились в один и тот же день в двух египетских городах – Сиене (современный Асуан) и Александрии, которая расположена на 800 километров севернее. В Сиене вертикально воткнутая в землю палка не давала тени, из чего следует, что Солнце в тот день стояло точно в зените над Сиеной. А вот в Александрии коротенькая тень обнаружилась, что соответствовало положению полуденного Солнца на 7 с лишним градусов южнее зенита.
Будь Земля плоской, Солнце и в Сиене, и в Александрии стояло бы в зените одновременно, поскольку расстояние между этими городами сравнительно небольшое. А коль скоро удалось выявить разницу в длине тени, это означает, что поверхность планеты между городами искривлена, так как палки в Сиене и Александрии оказались под углом друг к другу. Несложный расчет показывает, что если разница в 7 градусов соответствует 800 километрам, то разница в 360 градусов (полный оборот по окружности) даст величину около 40 000 километров. Понятно, что если известна длина окружности, не составит труда рассчитать диаметр шара, его объем и площадь его поверхности. Поперечник Земли составляет примерно 12 800 километров, а площадь сферы с таким диаметром окажется равной примерно 500 миллионам квадратных километров.
Между прочим, человечеству крупно повезло, что размеры Земли не особенно велики. Будь наша планета значительно больше, вид звездного неба при перемещении на несколько сотен километров практически не менялся бы, а корабли успевали бы растаять в атмосферной дымке, прежде чем скрылся бы за горизонтом их корпус. Да и граница земной тени на диске Луны выглядела бы в этом случае идеально прямой линией. Угадать на глаз ее ничтожную кривизну было бы решительно невозможно. Надо полагать, что и развитие астрономии пошло бы тогда совсем по-другому, а представление о шарообразности планеты возникло значительно позже.
Если бы Вселенная исчерпывалась Землей, древние греки разрешили бы основной вопрос космологии еще более 2000 лет назад. Однако существовало еще и небо. Поскольку было неопровержимо доказано, что Земля имеет сферическую форму, следовало пересмотреть традиционные представления о небесном своде. Модель опрокинутой чаши сдали в архив, а ее место заняла полая сфера, охватывающая земной шар со всех сторон. Понятно, что диаметр такой сферы должен быть больше диаметра Земли. Весь вопрос заключается в том, насколько больше. Другими словами, далеко ли до неба? Расхожая байка о том, что это немного выше, чем орел летает, уже не работала. Что интересного можно увидеть на небе? Кроме деятельно путешествующих по небосводу Солнца и Луны, на небе имеются еще неподвижные звезды. Точнее, они смещаются все разом, как будто небесная сфера увлекает их за собой, совершая каждые 24 часа полный оборот вокруг Земли. Но друг относительно друга звезды неподвижны, а рисунок созвездий всегда один и тот же. И через год, и через 10, и через 100 лет их можно отыскать в точности на том же самом месте. Складывается впечатление, что звезды пришпилены к небесной сфере, которая неустанно вертится вокруг Земли.
Однако наблюдать древние любили и замечать умели. Они давно обнаружили, что в большом звездном семействе имеются свои непоседы, которые не сидят на месте, а мечутся как угорелые, вычерчивая сложные петлеобразные зигзаги на протяжении года. Солнце и Луна, конечно, – они слишком велики, чтобы считать их звездами. Ну и еще таких торопыг ровно пять – Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Греки стали называть этих вечных скитальцев планетами, что в переводе означает «блуждающие». Оказалось, что при известной сноровке можно даже определить относительные расстояния между ними.
Ближе всего к Земле, бесспорно, находилась Луна, поскольку во время солнечных затмений проплывала между Землей и Солнцем. Расстояния до других планет можно рассчитать, исходя из относительных скоростей их движения на фоне неподвижных звезд. По опыту известно, что чем ближе предмет, тем быстрее он движется. Птица высоко в небе парит величаво и неторопливо, а оказавшись низко над землей, проносится подобно стремительной серой молнии. Итак, расклад древних греков выглядел следующим образом (по мере увеличения расстояния от Земли): Луна, Меркурий, Венера, Солнце, Марс, Юпитер и Сатурн.
Так возникла геоцентрическая модель, которую обычно связывают с именем Клавдия Птолемея, древнегреческого астронома, жившего в I–II веках н. э., создателя фундаментального трактата «Альмагест». В центре мироздания неподвижно покоилась Земля, а вокруг нее обращались по правильным окружностям восемь вложенных одна в другую сфер, несущих на себе Луну, Солнце и пять известных к тому времени планет. На восьмой сфере располагались неподвижные звезды. Чтобы объяснить весьма сложный путь, который планеты совершают на фоне звезд, Птолемей предположил, что они вдобавок движутся по меньшим кругам, сцепленным с соответствующей сферой. Эти дополнительные орбиты получили название эпициклов.
А нельзя ли вычислить не относительное, а абсолютное расстояние хотя бы до некоторых небесных тел? Если не считать полулегендарного Аристарха Самосского, якобы построившего гелиоцентрическую модель за полторы тысячи лет до Коперника, впервые измерением расстояния до Луны озаботился выдающийся астроном античности Гиппарх, живший во II веке до н. э., почти за 300 лет до Птолемея. Вспомним, что во время лунных затмений на диске Луны наблюдается контур земной тени, который всегда (при любых затмениях) представляет собой окружность. По изгибу края земной тени можно судить о величине ее поперечного сечения по сравнению с размерами Луны. Если допустить, что Солнце находится от Земли гораздо дальше Луны, можно рассчитать, как далеко от Земли должна быть расположена Луна, чтобы тень Земли уменьшилась до наблюдаемых размеров (размеры Земли нам известны). Гиппарх пришел к выводу, что расстояние до Луны в 30 раз больше земного диаметра; если принять величину диаметра нашей планеты, найденную Эратосфеном (12 800 километров), то расстояние до Луны составит 384 000 километров.
Это совершенно блистательный результат: по современным оценкам, среднее расстояние между Луной и Землей составляет 384 400 километров, меняясь от 356 610 километров в перигее (точке минимального удаления) до 406 700 километров в апогее (точке максимального удаления). И поэтому я готов согласиться с ревизионерами ортодоксальной исторической версии, которые настаивают на том, что измерения такого уровня точности не могли быть выполнены раньше эпохи Возрождения. Более того, даже в XVII столетии подобная точность была архисложной задачей. Совершенно непонятно, каким образом древние греки умудрялись точно измерять углы между небесными телами при помощи тех примитивных инструментов, которые имелись в их распоряжении. Я уже не говорю о том, что для точных астрономических наблюдений совершенно необходимы часы с секундной стрелкой, тогда как изобретенные в Европе на излете Средних веков механические часы долгое время не имели даже минутной. Между тем нам рассказывают, что Гиппарх с умопомрачительной точностью рассчитал продолжительность лунного месяца – 29 суток 12 часов 44 минуты 2,5 секунды (действительная величина – 29 суток 12 часов 44 минуты 3,5 секунды). Как он сумел ошибиться всего на одну секунду (и как считал половинки секунд), не имея механических часов, история умалчивает.
Хроники сообщают, что расстояния между географическими пунктами Эратосфен измерял по скорости верблюжьих караванов, а углы подъема Солнца определял с помощью врытой в землю палки. Похоже на правду, ибо, скажем, у средневековых монголов единицей длины считался дневной конский переход. Конечно, постоянство у такой единицы измерения более чем сомнительное, хотя батыров Чингисхана она, видимо, вполне устраивала. Но ведь монголам даже в голову не приходило мерить окружность Земли! Воля ваша, однако с античной астрономией что-то не все так просто, если, например, древнеримский архитектор Витрувий (I в. до н. э.) знал периоды гелиоцентрических (то есть вокруг Солнца) обращений планет лучше Коперника.
Косвенным аргументом в пользу справедливости наших рассуждений может послужить совершенно пещерный уровень космологических представлений в раннесредневековой Византии. Просвещенный византиец Косьма Индикоплевт (Козьма Индикополов), признанный специалист по средневековой космографии, полагал, что Вселенная представляет собой прямоугольный ящик, омываемый водами великой реки Океан. Небесный свод поддерживается четырьмя отвесными стенами. Звезды, по мнению Косьмы, есть не что иное, как маленькие гвоздики, которыми нашпигована крышка этого ящика, а по углам сей невразумительной конструкции помещаются четыре ангела, производящие ветер. Между прочим, упомянутый Косьма жил в VI веке уже новой эры, то есть через 900 лет после Аристарха и через 700 – после Эратосфена. А ведь Византия – это Восточная Римская империя, некогда входившая в состав просвещенного Pax Romana, который, в свою очередь, наследовал грекам. В отличие от Западной Римской империи Византия не подвергалась опустошительным набегам варварских племен, да и времени с момента падения Рима (476 год) прошло чуть да маленько – около 100 лет. Ну ладно, рассмотрение нетрадиционных исторических версий не входит в наши задачи. Это просто замечания, что называется, по поводу...
Итак, за 100 с лишним лет до начала христианской эры астрономам удалось измерить расстояние до Луны, причем очень точно. А что можно сказать о других небесных телах? Насколько далеко они расположены от Земли? Уже упоминавшийся Аристарх Самосский (IV–III вв. до н. э.) попытался вычислить расстояние от Земли до Солнца, но потерпел фиаско. Математические рассуждения греческого астронома были вполне безупречны, а вот инструменты, имевшиеся в его распоряжении, никуда не годились, поэтому полученная им величина оказалась меньше истинного расстояния почти в 15 раз. (Впрочем, многие историки сомневаются в реальном существовании Аристарха и не без оснований полагают, что ему приписаны достижения европейских астрономов XVI века.) Результат Архимеда был значительно лучше (2/5 от действительной величины), однако сие весьма настораживает, поскольку даже Иоганн Кеплер в XVII веке с этой задачей не справился – вычисленное им расстояние оказалось еще меньше. Как бы там ни было, небо отодвинулось в несусветную даль, а Вселенная оказалась гораздо больше, чем могли помыслить самые дерзкие умы античности.
После Гиппарха и Птолемея в астрономических науках наступил застой. Стагнация продолжалась свыше полутора тысяч лет, вплоть до начала XVI века, когда польский священник Николай Коперник предложил новую модель мироздания с неподвижным Солнцем в центре, получившую название гелиоцентрической. Согласно этой модели, планеты вращались вокруг Солнца по правильным окружностям, а их число уменьшилось до шести (Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн). Луна же, строго говоря, потеряла статус полноценной планеты и превратилась в естественный спутник Земли. Хотя модель Коперника была значительно проще птолемеевой и давала несколько лучшие результаты, ее на протяжении почти 100 лет серьезно не воспринимали. Перелом произошел в XVII веке, когда сначала итальянский астроном Галилео Галилей сумел разглядеть в телескоп (который он же сам и изобрел в 1608 году) спутники Юпитера, а вслед за ним великий Иоганн Кеплер внес поправки в схему Коперника. Проанализировав блестящие наблюдения Марса, выполненные его учителем, датским астрономом Тихо Браге, Кеплер пришел к выводу, что единственная геометрическая фигура, которая идеально отвечает этим наблюдениям, – эллипс. Итак, в модифицированной модели Коперника планеты стали обращаться вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, а Солнце переместилось в один из фокусов этого эллипса.
Более того, Кеплер обнаружил, что между средними расстояниями планет от Солнца и периодами их обращения существует простое математическое соотношение. Таким образом, стало возможным вычислить относительное расстояние между Солнцем и любой из планет. К сожалению, это мало что давало, потому что у схемы, предложенной Кеплером (вполне надежной и замечательно согласующейся с наблюдениями), напрочь отсутствовал масштаб. Можно было сказать, что, скажем, Сатурн расположен от Солнца в 10 раз дальше Земли, но чему равно это расстояние в километрах – тайна, покрытая мраком. А вот если бы удалось каким-то способом вычислить расстояние между Землей и любой из планет, у астрономов сразу бы появился в руках необходимый масштаб. Дело было за малым – придумать такой способ.
Для определения расстояний между небесными телами используют явление параллакса. Параллакс – очень простая штука. Если рассматривать свой собственный палец на фоне пестрых обоев правым и левым глазом поочередно, легко убедиться, что в тот момент, когда вы закрываете один глаз и открываете другой, палец смещается на некоторое расстояние относительно фона. Чем ближе расположен к глазам палец, тем больше будет это смещение. Суть явления лежит на поверхности: поскольку глаза разнесены на некоторое расстояние друг от друга, вы смотрите на предмет каждым глазом под определенным углом.
Тот же самый подход без труда применим и к небесным телам. Разумеется, поочередно моргать глазами, глядя, скажем, на Луну, совершенно бессмысленно, поскольку она расположена слишком далеко. А вот если два астронома, разделенные расстоянием в несколько сотен километров, будут одновременно наблюдать наш естественный спутник на фоне звездного неба, лунный параллакс легко обнаружится. Нужно только договориться, относительно какой звезды будут вестись наблюдения, и тогда первый астроном увидит край лунного диска на одном угловом расстоянии от заранее выбранной звезды, а второй, соответственно, – на ином. Дальше – уже дело техники: если известны смещение Луны относительно звездного фона и расстояние между обсерваториями, то с помощью несложных тригонометрических функций можно рассчитать расстояние до Луны.
В ходе таких наблюдений было установлено, что величина лунного параллакса составляет 57 минут дуги, или около 1 градуса дуги (полная окружность насчитывает 360 градусов; в одном градусе содержится 60 минут, а в минуте – 60 секунд). Смещение в 57 минут дуги измерить очень легко, так как оно равняется примерно двум видимым диаметрам полной Луны. Расстояние, вычисленное с помощью параллакса, показало хорошее совпадение с цифрами, полученными старым проверенным методом – по земной тени во время лунного затмения.
А вот с планетами вышла неувязка. Беда в том, что они расположены слишком далеко, поэтому параллактическое смещение столь незначительно, что его не удавалось измерить вплоть до начала XVII столетия. Задача была успешно решена после изобретения телескопа в 1608 году. Во второй половине XVII века два французских астронома, Жан Рише и Джованни Кассини (итальянец по происхождению), вычислили параллактическим методом расстояние от Земли до Марса. Наблюдения проводились одновременно в Париже и Французской Гвиане. Модель Кеплера получила наконец вожделенный масштаб, после чего можно было без труда рассчитать все остальные расстояния внутри Солнечной системы. В частности, Кассини определил, что расстояние от Земли до Солнца составляет 140 миллионов километров. Для XVII века это очень неплохая точность, так как он ошибся всего на 10 миллионов километров. Техника не стояла на месте, и в первой половине XVIII века результат Кассини был подправлен до 152 миллионов километров (современное значение – 149,6 миллиона километров). Эту величину впоследствии назвали астрономической единицей(а. е.) и стали широко применять в качестве своего рода межпланетной версты.
Солнечная система приобрела впечатляющие размеры: например, расстояние от Солнца до Сатурна составляет почти полтора миллиарда километров, чуть ли не вдесятеро больше, чем до Земли. А когда английский астроном Вильям Гершель открыл в 1781 году Уран (невооруженным глазом эта планета не видна, поэтому древние ничего не знали о ее существовании), Солнечная система сразу же подросла почти вдвое (между Ураном и Солнцем лежит около 3 миллиардов километров). В 1846 году французский астроном Урбан Жозеф Леверье обнаружил Нептун, а американец Клайд Томбо в 1930-м – Плутон, девятую и последнюю планету. Таким образом, Солнечная система снова увеличилась в два раза, ибо Плутон отделяют от Солнца почти 6 миллиардов километров, или около 40 астрономических единиц. А ее диаметр будет соответственно равняться 12 миллиардам километров (80 а. е.). Лучу света, который пролетает 300 тысяч километров в секунду и добегает за секунду с четвертью до Луны и за 8 минут до Солнца, потребуется около 12 часов, чтобы пересечь ее из конца в конец.
Попробуем более наглядно представить себе относительные масштабы Солнечной системы. Если изобразить Солнце в виде бильярдного шара (примерно 7 сантиметров в диаметре), тогда до Меркурия – ближайшей к Солнцу планеты – будет в таком масштабе почти три метра (280 сантиметров), а до Земли – чуть больше семи с половиной метров. Планета-гигант Юпитер отодвинется на расстояние около 40 метров, а до Плутона придется совершить приличную прогулку, поскольку он будет лежать в 300 метрах от Солнца. Размеры Земли в этом масштабе составят всего 0,5 миллиметра, так что разглядеть такую пылинку сможет только человек с неплохим зрением. Поэтому лучше ее сделать немного побольше: пусть величина Земли будет соответствовать размеру стандартных наручных часов. Тогда в этом масштабе поперечник Солнца будет равняться удвоенному среднему человеческому росту, а расстояние между Землей и Солнцем составит 400 метров. Плутон же будет и вовсе не разглядеть, поскольку он удалится на расстояние в 15 километров.
Однако орбита Плутона – отнюдь не самая далекая точка Солнечной системы. Когда в 1684 году великий английский ученый Исаак Ньютон открыл свой знаменитый закон всемирного тяготения, согласно которому тела притягиваются друг к другу с силой, прямо пропорциональной произведению их масс и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними, модель Кеплера приобрела математическое обоснование. Ученые получили в руки надежный инструмент, позволяющий вычислять любые орбиты, даже если тело наблюдается на небольшом отрезке своей траектории. Астрономов давно занимали кометы – хвостатые гостьи, время от времени появляющиеся на небосводе. Друг и современник Ньютона Эдмунд Галлей усмотрел в поведении некоторых комет отчетливую периодичность и предположил, что они движутся вокруг Солнца по очень сильно вытянутым орбитам (эллипсам с большим эксцентриситетом, как говорят астрономы). Галлей рассчитал орбиту одной из таких комет и предсказал, что она вновь вернется в 1758 году. Через 16 лет после его смерти предсказание Галлея сбылось: комета действительно появилась на небе в указанный им год и с тех пор носит его имя, регулярно возвращаясь каждые 75 или 76 лет.
В точке своего перигелия (ближайшей к Солнцу) комета Галлея оказывается внутри орбиты Венеры, а в афелии (точке максимального удаления от Солнца) уходит далеко за орбиту Нептуна – на 5 с лишним миллиардов километров. Однако существуют так называемые долго-периодические кометы, которые обращаются по таким вытянутым орбитам, что возвращаются к Солнцу раз в несколько столетий, а то и тысячелетий. В середине прошлого века голландский астроном Ян Хендрик Оорт высказал предположение, что далеко за орбитой Плутона лежит огромное облако комет, откуда они время от времени проникают в окрестности Солнца. В таком случае диаметр Солнечной системы может достигать 1000 миллиардов километров и даже больше, или десятков тысяч астрономических единиц. В наши дни гипотеза Оорта практически превратилась в теорию. Подробный рассказ о планетах Солнечной системы и небесных телах, лежащих за орбитой Плутона, вы, читатель, сможете найти в главах «Кольцо вокруг Солнца» и «Девять или десять?».
– Ну хорошо, – улыбнулся Рассел, – а на чем же держится черепаха?
– Вы очень проницательны, молодой человек, – отвечала маленькая пожилая леди. – Черепаха стоит на спине другой черепахи, та – еще на одной и так далее, и так далее, и так далее.
Наверное, космогония Гекатея еще долго была бы в ходу, если бы не отдельные досадные мелочи. Наблюдательные греки подметили, что картина звездного неба ощутимо меняется во время путешествия с юга на север. Часть звезд уплывает за южный горизонт, а на севере загораются новые созвездия, которые невозможно разглядеть в южных широтах. Например, Полярная звезда шаг за шагом взбирается все выше и выше, из чего с необходимостью следовало заключить, что рано или поздно она повиснет прямо над головой путешественника. Разумеется, грекам было невдомек, что подобное событие может состояться только лишь на Северном полюсе, но тенденция говорила сама за себя. (Справедливости ради отметим, что за пять веков до Рождества Христова Полярная, то есть альфа Малой Медведицы, не была ближайшей к полюсу звездой, но эти частности мы здесь опустим.) С другой стороны, при поездке на юг Полярная звезда начинает скользить вниз, увлекая за собой северные созвездия, а из-за южного горизонта выныривают незнакомые звезды. На линии экватора (понятие столь же умозрительное для древних греков, как и Северный полюс) Полярная звезда должна лечь на северный горизонт. Если бы Земля была плоским диском, рисунок созвездий менялся бы крайне незначительно, чуть-чуть смещаясь по перспективе. Звездное небо всюду выглядело бы одинаково, а вышеописанных сложных эволюции не было бы и в помине.
Поэтому древнегреческий философ Анаксимандр, живший почти за 100 лет до Гекатея и тоже уроженец Милета, предположил, что земная поверхность искривляется по направлению с юга на север. Вместо круглой плиты у него получился цилиндр, лежащий горизонтально, на поверхности которого живут люди. Надо сказать, что малоазийский город Милет был самой настоящей культурной Меккой античного мира, ибо старший современник Анаксимандра, его земляк и учитель Фалес, первый представитель школы ионийских натурфилософов, тоже понимал толк в движении небесных светил. По преданию, он предсказал солнечное затмение 585 года до н. э. Откровенно говоря, не совсем понятно, как ему удалось это сделать, потому что у Фалеса наша Земля имела форму плоского диска, плавающего на поверхности бескрайнего океана. Теорию солнечных и лунных затмений греки разработали значительно позже, так что оставим достижения Фалеса Милетского на совести хронистов.
Цилиндрическая Земля Анаксимандра была бесспорным шагом вперед по сравнению с плоской Вселенной Гекатея или Фалеса, но и она, увы, не спасала положения. Как известно, античные греки были морским народом, очень рано освоившим и заселившим средиземноморское побережье на всем его протяжении – от Гибралтарских столпов на западе до берегов Малой Азии на востоке. Верткие остроносые корабли отважных мореходов не только проникли через цепочку проливов в Черное море (греки называли его Эвксинским Понтом), но и вышли в Атлантику, а в поисках легендарной страны Туле добрались до Британских островов (экспедиция Пифея). Недаром баснописец Эзоп однажды сравнил своих соплеменников с лягушками, облепившими со всех сторон родное болото. Древним грекам, вся жизнь которых была тесно связана с морем, едва ли не каждый божий день доводилось провожать утлые скорлупки в далекое плавание. Внимательно наблюдая за кораблями, покидавшими гавань, они не единожды имели возможность удостовериться, что судно не просто тает «в тумане моря голубом», а словно бы пропадает за склоном холма по частям: сначала из глаз скрывается корпус, потом – парус, затем – верхушки мачт. Тем, кто способен думать, оставалось сделать элементарное умственное усилие, чтобы прийти к выводу о шарообразности Земли. Более того, корабли ускользали под гору совершенно одинаково, вне зависимости от направления, в котором они плыли. Путешествие на юг давало в точности такой же результат, что и плавание на восток или запад. Цилиндрическая модель Анаксимандра была не в силах объяснить равномерный изгиб поверхности Земли по всем направлениям, а потому оказалась несостоятельной. Греки справедливо рассудили, что только поверхность шара не противоречит всей сумме накопленных античной наукой фактов.
Полагают, что мысль о сферичности Земли была впервые высказана современником Сократа Филолаем из Тарента. Это произошло во второй половине V века до н. э. А великий Аристотель, живший примерно 100 лет спустя, уже твердо знал, что Земля – шар, и даже добавил в копилку античной астрономии свой собственный аргумент. Он догадался, что причиной лунных затмений является отбрасываемая Землей тень, когда наша планета оказывается между Луной и Солнцем. Причем поперечное сечение земной тени на диске Луны всегда бывает круглым, что может произойти только в том случае, если Земля имеет форму шара. Будь Земля плоским диском, картина была бы совершенно иной. Говорят, что Аристотель даже попытался вычислить длину экватора нашей планеты, взяв за основу разницу в положении Полярной звезды в Греции и Египте. У него получилась величина, примерно равная 400 000 стадиев. Если перевести античные меры длины в привычную нам метрическую систему, то в одном стадии окажется около 200 метров. Во всяком случае, большинство историков полагают, что это именно так (аттический стадий насчитывал 185 метров, а вавилонский – 195 метров), хотя полной ясности в этом вопросе нет. Так или иначе, но диаметр Земли, измеренный Аристотелем, оказался вдвое больше современного значения.
А вот Эратосфен Киренский, живший в III веке до н. э., получил куда более надежный результат. Из расчетов Эратосфена следовало, что окружность земного шара составляет (в переводе на метрические меры) 39 700 километров (современные вычисления дают почти 40 000 километров). Результат Эратосфена удалось слегка подправить только в конце XVIII столетия, что не может не насторожить вдумчивого исследователя, поскольку инструменты, которыми пользовался греческий астроном, были на редкость примитивны. Он измерял высоту Солнца над горизонтом 21 июня, в день летнего солнцестояния, когда полуденное светило наиболее высоко поднимается в небе. Измерения проводились в один и тот же день в двух египетских городах – Сиене (современный Асуан) и Александрии, которая расположена на 800 километров севернее. В Сиене вертикально воткнутая в землю палка не давала тени, из чего следует, что Солнце в тот день стояло точно в зените над Сиеной. А вот в Александрии коротенькая тень обнаружилась, что соответствовало положению полуденного Солнца на 7 с лишним градусов южнее зенита.
Будь Земля плоской, Солнце и в Сиене, и в Александрии стояло бы в зените одновременно, поскольку расстояние между этими городами сравнительно небольшое. А коль скоро удалось выявить разницу в длине тени, это означает, что поверхность планеты между городами искривлена, так как палки в Сиене и Александрии оказались под углом друг к другу. Несложный расчет показывает, что если разница в 7 градусов соответствует 800 километрам, то разница в 360 градусов (полный оборот по окружности) даст величину около 40 000 километров. Понятно, что если известна длина окружности, не составит труда рассчитать диаметр шара, его объем и площадь его поверхности. Поперечник Земли составляет примерно 12 800 километров, а площадь сферы с таким диаметром окажется равной примерно 500 миллионам квадратных километров.
Между прочим, человечеству крупно повезло, что размеры Земли не особенно велики. Будь наша планета значительно больше, вид звездного неба при перемещении на несколько сотен километров практически не менялся бы, а корабли успевали бы растаять в атмосферной дымке, прежде чем скрылся бы за горизонтом их корпус. Да и граница земной тени на диске Луны выглядела бы в этом случае идеально прямой линией. Угадать на глаз ее ничтожную кривизну было бы решительно невозможно. Надо полагать, что и развитие астрономии пошло бы тогда совсем по-другому, а представление о шарообразности планеты возникло значительно позже.
Если бы Вселенная исчерпывалась Землей, древние греки разрешили бы основной вопрос космологии еще более 2000 лет назад. Однако существовало еще и небо. Поскольку было неопровержимо доказано, что Земля имеет сферическую форму, следовало пересмотреть традиционные представления о небесном своде. Модель опрокинутой чаши сдали в архив, а ее место заняла полая сфера, охватывающая земной шар со всех сторон. Понятно, что диаметр такой сферы должен быть больше диаметра Земли. Весь вопрос заключается в том, насколько больше. Другими словами, далеко ли до неба? Расхожая байка о том, что это немного выше, чем орел летает, уже не работала. Что интересного можно увидеть на небе? Кроме деятельно путешествующих по небосводу Солнца и Луны, на небе имеются еще неподвижные звезды. Точнее, они смещаются все разом, как будто небесная сфера увлекает их за собой, совершая каждые 24 часа полный оборот вокруг Земли. Но друг относительно друга звезды неподвижны, а рисунок созвездий всегда один и тот же. И через год, и через 10, и через 100 лет их можно отыскать в точности на том же самом месте. Складывается впечатление, что звезды пришпилены к небесной сфере, которая неустанно вертится вокруг Земли.
Однако наблюдать древние любили и замечать умели. Они давно обнаружили, что в большом звездном семействе имеются свои непоседы, которые не сидят на месте, а мечутся как угорелые, вычерчивая сложные петлеобразные зигзаги на протяжении года. Солнце и Луна, конечно, – они слишком велики, чтобы считать их звездами. Ну и еще таких торопыг ровно пять – Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн. Греки стали называть этих вечных скитальцев планетами, что в переводе означает «блуждающие». Оказалось, что при известной сноровке можно даже определить относительные расстояния между ними.
Ближе всего к Земле, бесспорно, находилась Луна, поскольку во время солнечных затмений проплывала между Землей и Солнцем. Расстояния до других планет можно рассчитать, исходя из относительных скоростей их движения на фоне неподвижных звезд. По опыту известно, что чем ближе предмет, тем быстрее он движется. Птица высоко в небе парит величаво и неторопливо, а оказавшись низко над землей, проносится подобно стремительной серой молнии. Итак, расклад древних греков выглядел следующим образом (по мере увеличения расстояния от Земли): Луна, Меркурий, Венера, Солнце, Марс, Юпитер и Сатурн.
Так возникла геоцентрическая модель, которую обычно связывают с именем Клавдия Птолемея, древнегреческого астронома, жившего в I–II веках н. э., создателя фундаментального трактата «Альмагест». В центре мироздания неподвижно покоилась Земля, а вокруг нее обращались по правильным окружностям восемь вложенных одна в другую сфер, несущих на себе Луну, Солнце и пять известных к тому времени планет. На восьмой сфере располагались неподвижные звезды. Чтобы объяснить весьма сложный путь, который планеты совершают на фоне звезд, Птолемей предположил, что они вдобавок движутся по меньшим кругам, сцепленным с соответствующей сферой. Эти дополнительные орбиты получили название эпициклов.
А нельзя ли вычислить не относительное, а абсолютное расстояние хотя бы до некоторых небесных тел? Если не считать полулегендарного Аристарха Самосского, якобы построившего гелиоцентрическую модель за полторы тысячи лет до Коперника, впервые измерением расстояния до Луны озаботился выдающийся астроном античности Гиппарх, живший во II веке до н. э., почти за 300 лет до Птолемея. Вспомним, что во время лунных затмений на диске Луны наблюдается контур земной тени, который всегда (при любых затмениях) представляет собой окружность. По изгибу края земной тени можно судить о величине ее поперечного сечения по сравнению с размерами Луны. Если допустить, что Солнце находится от Земли гораздо дальше Луны, можно рассчитать, как далеко от Земли должна быть расположена Луна, чтобы тень Земли уменьшилась до наблюдаемых размеров (размеры Земли нам известны). Гиппарх пришел к выводу, что расстояние до Луны в 30 раз больше земного диаметра; если принять величину диаметра нашей планеты, найденную Эратосфеном (12 800 километров), то расстояние до Луны составит 384 000 километров.
Это совершенно блистательный результат: по современным оценкам, среднее расстояние между Луной и Землей составляет 384 400 километров, меняясь от 356 610 километров в перигее (точке минимального удаления) до 406 700 километров в апогее (точке максимального удаления). И поэтому я готов согласиться с ревизионерами ортодоксальной исторической версии, которые настаивают на том, что измерения такого уровня точности не могли быть выполнены раньше эпохи Возрождения. Более того, даже в XVII столетии подобная точность была архисложной задачей. Совершенно непонятно, каким образом древние греки умудрялись точно измерять углы между небесными телами при помощи тех примитивных инструментов, которые имелись в их распоряжении. Я уже не говорю о том, что для точных астрономических наблюдений совершенно необходимы часы с секундной стрелкой, тогда как изобретенные в Европе на излете Средних веков механические часы долгое время не имели даже минутной. Между тем нам рассказывают, что Гиппарх с умопомрачительной точностью рассчитал продолжительность лунного месяца – 29 суток 12 часов 44 минуты 2,5 секунды (действительная величина – 29 суток 12 часов 44 минуты 3,5 секунды). Как он сумел ошибиться всего на одну секунду (и как считал половинки секунд), не имея механических часов, история умалчивает.
Хроники сообщают, что расстояния между географическими пунктами Эратосфен измерял по скорости верблюжьих караванов, а углы подъема Солнца определял с помощью врытой в землю палки. Похоже на правду, ибо, скажем, у средневековых монголов единицей длины считался дневной конский переход. Конечно, постоянство у такой единицы измерения более чем сомнительное, хотя батыров Чингисхана она, видимо, вполне устраивала. Но ведь монголам даже в голову не приходило мерить окружность Земли! Воля ваша, однако с античной астрономией что-то не все так просто, если, например, древнеримский архитектор Витрувий (I в. до н. э.) знал периоды гелиоцентрических (то есть вокруг Солнца) обращений планет лучше Коперника.
Косвенным аргументом в пользу справедливости наших рассуждений может послужить совершенно пещерный уровень космологических представлений в раннесредневековой Византии. Просвещенный византиец Косьма Индикоплевт (Козьма Индикополов), признанный специалист по средневековой космографии, полагал, что Вселенная представляет собой прямоугольный ящик, омываемый водами великой реки Океан. Небесный свод поддерживается четырьмя отвесными стенами. Звезды, по мнению Косьмы, есть не что иное, как маленькие гвоздики, которыми нашпигована крышка этого ящика, а по углам сей невразумительной конструкции помещаются четыре ангела, производящие ветер. Между прочим, упомянутый Косьма жил в VI веке уже новой эры, то есть через 900 лет после Аристарха и через 700 – после Эратосфена. А ведь Византия – это Восточная Римская империя, некогда входившая в состав просвещенного Pax Romana, который, в свою очередь, наследовал грекам. В отличие от Западной Римской империи Византия не подвергалась опустошительным набегам варварских племен, да и времени с момента падения Рима (476 год) прошло чуть да маленько – около 100 лет. Ну ладно, рассмотрение нетрадиционных исторических версий не входит в наши задачи. Это просто замечания, что называется, по поводу...
Итак, за 100 с лишним лет до начала христианской эры астрономам удалось измерить расстояние до Луны, причем очень точно. А что можно сказать о других небесных телах? Насколько далеко они расположены от Земли? Уже упоминавшийся Аристарх Самосский (IV–III вв. до н. э.) попытался вычислить расстояние от Земли до Солнца, но потерпел фиаско. Математические рассуждения греческого астронома были вполне безупречны, а вот инструменты, имевшиеся в его распоряжении, никуда не годились, поэтому полученная им величина оказалась меньше истинного расстояния почти в 15 раз. (Впрочем, многие историки сомневаются в реальном существовании Аристарха и не без оснований полагают, что ему приписаны достижения европейских астрономов XVI века.) Результат Архимеда был значительно лучше (2/5 от действительной величины), однако сие весьма настораживает, поскольку даже Иоганн Кеплер в XVII веке с этой задачей не справился – вычисленное им расстояние оказалось еще меньше. Как бы там ни было, небо отодвинулось в несусветную даль, а Вселенная оказалась гораздо больше, чем могли помыслить самые дерзкие умы античности.
После Гиппарха и Птолемея в астрономических науках наступил застой. Стагнация продолжалась свыше полутора тысяч лет, вплоть до начала XVI века, когда польский священник Николай Коперник предложил новую модель мироздания с неподвижным Солнцем в центре, получившую название гелиоцентрической. Согласно этой модели, планеты вращались вокруг Солнца по правильным окружностям, а их число уменьшилось до шести (Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн). Луна же, строго говоря, потеряла статус полноценной планеты и превратилась в естественный спутник Земли. Хотя модель Коперника была значительно проще птолемеевой и давала несколько лучшие результаты, ее на протяжении почти 100 лет серьезно не воспринимали. Перелом произошел в XVII веке, когда сначала итальянский астроном Галилео Галилей сумел разглядеть в телескоп (который он же сам и изобрел в 1608 году) спутники Юпитера, а вслед за ним великий Иоганн Кеплер внес поправки в схему Коперника. Проанализировав блестящие наблюдения Марса, выполненные его учителем, датским астрономом Тихо Браге, Кеплер пришел к выводу, что единственная геометрическая фигура, которая идеально отвечает этим наблюдениям, – эллипс. Итак, в модифицированной модели Коперника планеты стали обращаться вокруг Солнца по эллиптическим орбитам, а Солнце переместилось в один из фокусов этого эллипса.
Более того, Кеплер обнаружил, что между средними расстояниями планет от Солнца и периодами их обращения существует простое математическое соотношение. Таким образом, стало возможным вычислить относительное расстояние между Солнцем и любой из планет. К сожалению, это мало что давало, потому что у схемы, предложенной Кеплером (вполне надежной и замечательно согласующейся с наблюдениями), напрочь отсутствовал масштаб. Можно было сказать, что, скажем, Сатурн расположен от Солнца в 10 раз дальше Земли, но чему равно это расстояние в километрах – тайна, покрытая мраком. А вот если бы удалось каким-то способом вычислить расстояние между Землей и любой из планет, у астрономов сразу бы появился в руках необходимый масштаб. Дело было за малым – придумать такой способ.
Для определения расстояний между небесными телами используют явление параллакса. Параллакс – очень простая штука. Если рассматривать свой собственный палец на фоне пестрых обоев правым и левым глазом поочередно, легко убедиться, что в тот момент, когда вы закрываете один глаз и открываете другой, палец смещается на некоторое расстояние относительно фона. Чем ближе расположен к глазам палец, тем больше будет это смещение. Суть явления лежит на поверхности: поскольку глаза разнесены на некоторое расстояние друг от друга, вы смотрите на предмет каждым глазом под определенным углом.
Тот же самый подход без труда применим и к небесным телам. Разумеется, поочередно моргать глазами, глядя, скажем, на Луну, совершенно бессмысленно, поскольку она расположена слишком далеко. А вот если два астронома, разделенные расстоянием в несколько сотен километров, будут одновременно наблюдать наш естественный спутник на фоне звездного неба, лунный параллакс легко обнаружится. Нужно только договориться, относительно какой звезды будут вестись наблюдения, и тогда первый астроном увидит край лунного диска на одном угловом расстоянии от заранее выбранной звезды, а второй, соответственно, – на ином. Дальше – уже дело техники: если известны смещение Луны относительно звездного фона и расстояние между обсерваториями, то с помощью несложных тригонометрических функций можно рассчитать расстояние до Луны.
В ходе таких наблюдений было установлено, что величина лунного параллакса составляет 57 минут дуги, или около 1 градуса дуги (полная окружность насчитывает 360 градусов; в одном градусе содержится 60 минут, а в минуте – 60 секунд). Смещение в 57 минут дуги измерить очень легко, так как оно равняется примерно двум видимым диаметрам полной Луны. Расстояние, вычисленное с помощью параллакса, показало хорошее совпадение с цифрами, полученными старым проверенным методом – по земной тени во время лунного затмения.
А вот с планетами вышла неувязка. Беда в том, что они расположены слишком далеко, поэтому параллактическое смещение столь незначительно, что его не удавалось измерить вплоть до начала XVII столетия. Задача была успешно решена после изобретения телескопа в 1608 году. Во второй половине XVII века два французских астронома, Жан Рише и Джованни Кассини (итальянец по происхождению), вычислили параллактическим методом расстояние от Земли до Марса. Наблюдения проводились одновременно в Париже и Французской Гвиане. Модель Кеплера получила наконец вожделенный масштаб, после чего можно было без труда рассчитать все остальные расстояния внутри Солнечной системы. В частности, Кассини определил, что расстояние от Земли до Солнца составляет 140 миллионов километров. Для XVII века это очень неплохая точность, так как он ошибся всего на 10 миллионов километров. Техника не стояла на месте, и в первой половине XVIII века результат Кассини был подправлен до 152 миллионов километров (современное значение – 149,6 миллиона километров). Эту величину впоследствии назвали астрономической единицей(а. е.) и стали широко применять в качестве своего рода межпланетной версты.
Солнечная система приобрела впечатляющие размеры: например, расстояние от Солнца до Сатурна составляет почти полтора миллиарда километров, чуть ли не вдесятеро больше, чем до Земли. А когда английский астроном Вильям Гершель открыл в 1781 году Уран (невооруженным глазом эта планета не видна, поэтому древние ничего не знали о ее существовании), Солнечная система сразу же подросла почти вдвое (между Ураном и Солнцем лежит около 3 миллиардов километров). В 1846 году французский астроном Урбан Жозеф Леверье обнаружил Нептун, а американец Клайд Томбо в 1930-м – Плутон, девятую и последнюю планету. Таким образом, Солнечная система снова увеличилась в два раза, ибо Плутон отделяют от Солнца почти 6 миллиардов километров, или около 40 астрономических единиц. А ее диаметр будет соответственно равняться 12 миллиардам километров (80 а. е.). Лучу света, который пролетает 300 тысяч километров в секунду и добегает за секунду с четвертью до Луны и за 8 минут до Солнца, потребуется около 12 часов, чтобы пересечь ее из конца в конец.
Попробуем более наглядно представить себе относительные масштабы Солнечной системы. Если изобразить Солнце в виде бильярдного шара (примерно 7 сантиметров в диаметре), тогда до Меркурия – ближайшей к Солнцу планеты – будет в таком масштабе почти три метра (280 сантиметров), а до Земли – чуть больше семи с половиной метров. Планета-гигант Юпитер отодвинется на расстояние около 40 метров, а до Плутона придется совершить приличную прогулку, поскольку он будет лежать в 300 метрах от Солнца. Размеры Земли в этом масштабе составят всего 0,5 миллиметра, так что разглядеть такую пылинку сможет только человек с неплохим зрением. Поэтому лучше ее сделать немного побольше: пусть величина Земли будет соответствовать размеру стандартных наручных часов. Тогда в этом масштабе поперечник Солнца будет равняться удвоенному среднему человеческому росту, а расстояние между Землей и Солнцем составит 400 метров. Плутон же будет и вовсе не разглядеть, поскольку он удалится на расстояние в 15 километров.
Однако орбита Плутона – отнюдь не самая далекая точка Солнечной системы. Когда в 1684 году великий английский ученый Исаак Ньютон открыл свой знаменитый закон всемирного тяготения, согласно которому тела притягиваются друг к другу с силой, прямо пропорциональной произведению их масс и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними, модель Кеплера приобрела математическое обоснование. Ученые получили в руки надежный инструмент, позволяющий вычислять любые орбиты, даже если тело наблюдается на небольшом отрезке своей траектории. Астрономов давно занимали кометы – хвостатые гостьи, время от времени появляющиеся на небосводе. Друг и современник Ньютона Эдмунд Галлей усмотрел в поведении некоторых комет отчетливую периодичность и предположил, что они движутся вокруг Солнца по очень сильно вытянутым орбитам (эллипсам с большим эксцентриситетом, как говорят астрономы). Галлей рассчитал орбиту одной из таких комет и предсказал, что она вновь вернется в 1758 году. Через 16 лет после его смерти предсказание Галлея сбылось: комета действительно появилась на небе в указанный им год и с тех пор носит его имя, регулярно возвращаясь каждые 75 или 76 лет.
В точке своего перигелия (ближайшей к Солнцу) комета Галлея оказывается внутри орбиты Венеры, а в афелии (точке максимального удаления от Солнца) уходит далеко за орбиту Нептуна – на 5 с лишним миллиардов километров. Однако существуют так называемые долго-периодические кометы, которые обращаются по таким вытянутым орбитам, что возвращаются к Солнцу раз в несколько столетий, а то и тысячелетий. В середине прошлого века голландский астроном Ян Хендрик Оорт высказал предположение, что далеко за орбитой Плутона лежит огромное облако комет, откуда они время от времени проникают в окрестности Солнца. В таком случае диаметр Солнечной системы может достигать 1000 миллиардов километров и даже больше, или десятков тысяч астрономических единиц. В наши дни гипотеза Оорта практически превратилась в теорию. Подробный рассказ о планетах Солнечной системы и небесных телах, лежащих за орбитой Плутона, вы, читатель, сможете найти в главах «Кольцо вокруг Солнца» и «Девять или десять?».