История астрономии. Великие открытия с древности до Средневековья

Эту теорию Кеплер впоследствии назвал «заместительной гипотезой». Она очень хорошо отображала долготы двенадцати противостояний, и наибольшая остаточная ошибка составляла 2′12″, которая, как полагал Кеплер, происходила в основном из-за ошибок наблюдений, так как видимый диаметр Марса в ближайшем к Земле положении казался весьма значительным. И все же теория оказалась ложной, и Кеплер полагал, что, когда Птолемей допустил бисекцию эксцентриситета (АС = CS), он должен был встретиться с аналогичной трудностью, которая, вероятно, заставила и Браге отложить в сторону теорию Марса и заняться вместо нее теорией Луны. Кеплер проверил теорию на широтах противостояний 1585 и 1593 годов, когда Марс находился вблизи пределов наибольшей северной и южной широты и в то же время вблизи афелия и перигелия. Применив солнечную теорию Браге без изменений, он обнаружил, что эксцентриситет получится = 0,080 00 или = 0,099 43, в зависимости от того, что использовалось – истинное или среднее противостояние, и результат очень отличается от 0,113 32, но не очень от ½ (АС + CS) = 0,092 82. Поэтому он попробовал, что будет, если принять АС = CS = 0,092 82, но это оказалось неудачным шагом, так как, хотя места примерно в 90° от апсид были хорошо представлены, места в аномалиях 45°, 135° и т. д. отличались примерно на 8′. Теперь понятно, говорит Кеплер, почему Птолемей закрыл глаза на бисекцию эксцентриситета, так как 8′ вполне укладывались в пределы точности его наблюдений (10′); но Божья благодать одарила нас самым добросовестным наблюдателем в лице Тихо Браге, и потому мы должны с благодарностью использовать этот дар, чтобы найти истинные движения небесных тел. Еще одно доказательство ошибочности «заместительной гипотезы» предоставило исследование долгот вне противостояний, но вблизи апсид. Они также дали эксцентриситет около 0,09. Таким образом, заместительная гипотеза, которая стоила такого огромного труда, окончилась полным провалом. И это показало, что либо орбита представляет собой не круг, либо, если это все же круг, внутри его нет неподвижной точки, при взгляде из которой планета перемещается равномерно, но что точка экванта должна колебаться взад-вперед по линии апсид, что не могло быть следствием какой-либо естественной причины.

Доказав таким образом невозможность создания правильной теории на одних противостояниях, Кеплер осознал, что проблему надо решать в более общем виде, а не разбираться с первым и вторым неравенствами по отдельности, как поступали его предшественники. Он решил взяться сначала за второе неравенство путем более строгого изучения годовой орбиты Земли. В «Тайне мироздания» он попытался объяснить, что планета движется быстрее всего в перигелии и медленнее всего в афелии, потому что в этих точках она ближе всего к Солнцу и наиболее удалена от него, и поэтому, соответственно, находится под наибольшим и наименьшим влиянием некой исходящей от Солнца силы. Но он признал, что если бы это объяснение было правильным, то Земля должна была бы двигаться точно таким же образом, как планеты, но все же никто не приписывал экванты годовой орбите и не представлял ее какой-либо иной формы, кроме простого эксцентрического круга. Поэтому Кеплер испытал настоящее счастье, когда его озарило (dictabat mihi genius, как он говорит), что видимое изменение диаметра годовой орбиты должно вызываться тем, что центр равных расстояний и центр равного углового движения совпадали у Земли не больше, чем у орбит планет. Но теперь это следовало строго доказать.