История западной философии. Том 2

Кеплер (1571–1630) является одним из самых выдающихся примеров того, чего можно достигнуть, не будучи гением, при помощи терпения. Он был первым крупным астрономом после Коперника, принявшим гелиоцентрическую теорию; однако наблюдения Тихо Браге показывали, что она не может быть полностью верна в той форме, которую ей придал Коперник. Кеплер находился под влиянием пифагореизма и более или менее непроизвольно склонялся к солнцепоклонению, хотя и был хорошим протестантом. Эти мотивы, несомненно, побуждали его придерживаться гелиоцентрической гипотезы. Но его пифагореизм склонял к приданию, как это делал Платон в «Тимее», космической важности пяти правильным многогранникам. Он использует их для выдвижения гипотез, соответствующих его взглядам, и наконец благодаря счастливой случайности одна из них сработала.

Величайшим достижением Кеплера было открытие трех законов движения планет. Два из них он опубликовал в 1609 году, а третий – в 1619 году. Его первый закон гласит: планеты движутся по эллипсам, в одном из фокусов которых находится Солнце. Второй закон: линия, соединяющая планету с Солнцем, описывает в равные промежутки времени равные площади. Третий его закон гласит: квадраты времен обращения планет пропорциональны кубам их средних расстояний от Солнца.

Следует сказать несколько слов в объяснение важности этих законов.

Первые два закона во времена Кеплера могли быть доказаны только в отношении Марса; что касается других планет, то наблюдения над ними свидетельствовали о том, что их движения подчиняются первым двум законам, но не настолько, чтобы можно было говорить о точном совпадении данных наблюдений с законами. Однако вскоре им было найдено решающее подтверждение.

Открытие первого закона, согласно которому планеты движутся по эллипсам, потребовало больших усилий для освобождения от традиций, чем способен это ясно понять современный человек. Единственно, на чем сходились без исключения все астрономы, было то, что все небесные движения являются движениями круговыми или составленными из кругов. Там, где было найдено, что круги недостаточны, чтобы объяснить движения планет, употреблялись эпициклы. Эпицикл – это кривая, описываемая точкой окружности, которая катится по другой окружности. Например, возьмите колесо и укрепите его плашмя на земле; возьмите затем другое, меньшее колесо, в обод которого вбит гвоздь, и катите меньшее колесо (также плашмя по земле) вокруг большого колеса так, чтобы острие гвоздя касалось земли. Тогда след гвоздя на земле будет эпициклом. Орбита Луны по отношению к Солнцу примерно такого же вида: Земля описывает вокруг Солнца почти круг, а Луна тем временем описывает круг, вращаясь по орбите вокруг Земли. Но это верно только приблизительно. Когда наблюдения стали более точными, то было установлено, что ни одна система эпициклов не соответствовала точно действительности. Гипотеза Кеплера в том виде, как он ее установил, гораздо лучше согласовывалась с движением Марса, чем гипотеза Птолемея или даже гипотеза Коперника.

Замена кругов эллипсами влекла за собой отказ от эстетического уклона, которым руководствовалась астрономия со времени Пифагора. Круг был совершенной фигурой, а небесные тела – совершенными телами (первоначально божествами) и даже у Платона и Аристотеля тесно связанными с божествами. Казалось очевидным, что совершенное тело должно двигаться по совершенной фигуре. Более того, так как небесные тела движутся свободно, без внешнего воздействия, то их движение должно быть «естественным». Теперь легко было предположить, что именно в круге, а не в эллипсе имеется что-то «естественное». Таким образом, нужно было отбросить многие глубоко укоренившиеся предрассудки, прежде чем мог быть принят первый закон Кеплера. Ни один древний – ни даже Аристарх из Самоса – не предвидел такой гипотезы.

Второй закон связан с изменением скорости планеты в различных точках ее орбиты. Если S – солнце, Р₁, Р₂, Р_з, Р₄, Р₅ – последовательные положения планеты через равные интервалы времени, скажем, в один месяц, то закон Кеплера утверждает, что площади P₁SP₂, Р₂SР_з, Р_зSР₄, P₄SP₅ равны между собой. Поэтому планета движется с наибольшей скоростью тогда, когда она ближе всего к Солнцу, а с наименьшей скоростью тогда, когда наиболее удалена от него. Это опять нарушало все существовавшие представления: планета должна быть слишком величественная, чтобы то ускорять, то замедлять свое движение.

Третий закон важен потому, что он сравнивает движения различных планет, тогда как первых два закона связаны лишь с отдельными планетами. Третий закон гласит: если r есть среднее расстояние планеты от Солнца и Т — продолжительность ее года, тогда отношение r³ и Т² одинаково для всех планет. Этот закон дает доказательство (насколько это касается Солнечной системы) ньютоновскому закону об обратной пропорциональности силы притяжения квадрату расстояния. Но об этом будет идти речь ниже.