Первый вариант теории движения Меркурия, оказавшийся не очень удачным, Леверье предложил в 1843 г. Пересматривая теорию с привлечением наиболее современных и точных наблюдательных данных, Леверье столкнулся с одной проблемой, которую он считал основной: в 1859 г. он объявил об открытии им аномального прямого смещения перигелия Меркурия, которое вызывало расхождение между теоретическими предсказаниями и наблюдениями. Природу этого явления мы объясним в следующем разделе. Его результаты анализа движения Меркурия оказались верными, но решение, согласно которому между Солнцем и Меркурием должно существовать планетарное вещество, в дальнейшем не подтвердилось. В 1882 г. один из ведущих астрономов, директор Американского бюро Морского ежегодника Саймон Ньюком, подверг

теорию Леверье проверке. А в 1895 г. Ньюком опубликовал подробную работу, посвященную расчетам орбит Меркурия, Венеры, Земли и Марса, которая была положена в основу вычисления таблиц движения этих планет в главных национальных ежегодниках. Изменив вид ньютонова закона тяготения, Ньюком попытался учесть избыток в смещении перигелия и согласовать свои таблицы с наблюдениями, но спустя несколько лет это изменение было отвергнуто по другим причинам. Новую серьезную гипотезу выдвинул один из известнейших немецких астрономов, Хуго Зеелигер, с 1882 по 1924 г. являвшийся директором Мюнхенской обсерватории. Он предположил, что смещение перигелия Меркурия вызывается околосолнечным веществом. В отличие от гипотезы Леверье теория Зеелигера, весьма близкая ей по духу, подтверждалась наблюдениями зодиакального света и получила всеобщее признание.

С развитием теории и наблюдательной техники предсказания и, следовательно, расхождения между теорией и наблюдениями изменяются. Однако в некоторых случаях старые теории защищают, вводя дополнительные гипотезы или упорно игнорируя аномалии. То, что некоторые теории не отвергались даже несмотря на противоречия с экспериментом, позволило Имре Лакатошу несколько уточнить идеи Поппера о методологии исследовательских программ; по его мнению,

Проблема, связанная с орбитой Меркурия, на рубеже XIX и XX столетий была одним из главных источником забот для астрономов, интересовавшихся движением тел Солнечной системы. Правда, их занимали и две другие серьезные проблемы: иррегулярное ускорение кометы Энке и вековое ускорение Луны. Вскоре после открытия кометы в 1818 г. Энке приписал наблюдаемое ускорение тормозящему действию окружающей Солнце материи. Но позднее, когда стал очевиден неправильный характер ускорения, его идею пришлось отвергнуть. В современной гипотезе подчеркивается роль физического строения кометы, например, в рамках модели ледяного конгломерата, предложенной для ее ядра Уипплом. Проблема векового ускорения Луны известна давно. Еще Эдмунд Галлей, анализируя древние наблюдения затмений Солнца, пришел к выводу, что Луна слегка, но вполне заметно ускоряется. В конце XVIII в. считалось, что Лаплас решил эту проблему, рассчитав по теории Ньютона возмущения. Но в 1853 и 1859 гг. Джон Адаме показал, что гравитационные возмущения ответственны лишь за половину наблюдаемого ускорения. Было принято считать, что остальная часть ускорения вызывается приливным трением, причем количественные оценки этого эффекта были сделаны в 1920 г. Тем не менее уже в наше время Мунк и Макдональд [250] поставили вопрос об адекватности гипотезы приливного трения.

В 1915 г. Эйнштейн смог дать ясное объяснение смещения перигелия Меркурия, исходя непосредственно из своей теории тяготения. Как только признали, что аномальное смещение представляет собой релятивистский эффект, стало ясно, что “вина” за обнаруженное Леверье смещение перигелия ложится на закон всемирного тяготения. Показывая эволюцию решения проблемы, начиная с Леверье и кончая преемниками Эйнштейна, эта книга постоянно оттеняет и подчеркивает препятствия, с которыми “сражались” последователи Леверье. Проблема кажется совершенно ясной только в ретроспективном плане. Но астрономам, которые сталкивались с этой аномалией, сделать выбор из представлявшихся альтернатив было нелегко. Чтобы иметь об их задачах более четкое представление, введем основные характеристики и обозначения, связанные с эллиптической орбитой, покажем основные следствия закона всемирного тяготения и других законов тяготения, близких к нему. И наконец, оценим уровень представлений о Солнечной системе, сложившихся к середине XIX в., и общее мнение о небесной механике и ее результатах в то время.

Если планета находится в точке М своей орбиты, то ее истинной долготой называется величина L = 9 -+- со -\- v, или, как следует из равенства (1.1),

L = S + w. (1.2)

В этом равенстве угол v = ZPSM называется истинной аномалией *. Средняя долгота I в момент времени t задается выражением

l = <h-\-n{t — %). (1.3)

В этой формуле п — средняя угловая скорость, или среднее движение, выраженное через период орбитального движения, т. е. п = 2л/Т. Подстановка t = О дает

1 = 5 — пх, (1.4)

определяя долготу / = е, называемую долготой в эпоху. При t = х из уравнения (1.3) получим / = й т. е. планета в этот момент находится в перигелии. Выражение n(t — т) определяется как средняя аномалия М, так что уравнение (1.3) может быть записано в виде

1 = а + М. (1.5)

Средняя аномалия М, эксцентриситет е и истинная аномалия v связаны “уравнением центра”

= (2е - 4" е³) sin М + -| е² sin 2M + -J| e³ (1.6)

На рис. 1.2 показана орбита второй планеты, наклоненная к эклиптике под углом i. Обе орбитальные плоскости пересекаются вдоль линии АВ, которая называется линией узлов. Точки А и В носят название соответственно восходящего и нисходящего узлов. Р — перигелий планеты, и, как принято, долгота перигелия 5 отсчитывается от Т. Угол 6 = ZTSA — долгота восходящего узла А, а со = ZASP является углом между узлом и перигелием *. Их сумма равна долготе перигелия, так что

двух систем координат служит положение Солнца. Следовательно, теория гелиоцентрического движения какой-либо планеты нуждается в точной теории движения Солнца относительно Земли. Кроме того, для получения результатов, применимых к реальным условиям Солнечной системы, астроном должен учесть влияние прецессии, нутации, аберрации, рефракции и параллакса (здесь мы не будем говорить о природе этих эффектов). Наконец, следует учесть инструментальные

погрешности и специфические ошибки метода наблюдений.

Для получения точных положений небесных тел обычно выполняют меридианные наблюдения. Поскольку орбиты Меркурия и Венеры находятся между орбитой Земли и Солнцем, эти планеты можно наблюдать и в моменты прохождения по солнечному диску. На рис. 1.3 показаны гелиоцентрические орбиты Меркурия (М) и Земли (Е). Пусть Земля находится в точке Е. Точка М\ соответствует нижнему соединению Меркурия (при этом он находится на минимальном расстоянии от Земли), а М₂ — верхнему. В точках М₃ и М₄ угловое расстояние Меркурия от Солнца максимально и равно 28°.

Во время меридианных наблюдений планета пересекает меридиан наблюдателя — воображаемый большой круг небесной сферы, проходящий через южную и северную точки горизонта и точку зенита наблюдателя. Так как Меркурий удаляется от Солнца не более чем на 28 °, моменты прохождения Меркурия и Солнца через меридиан разделены интервалом не более двух часов. Следовательно, меридианные наблюдения Меркурия можно производить только лишь в дневное время. Наблюдения прохождений Меркурия по диску Солнца выполняются тоже днем, так как это явление случается, когда Меркурий проходит перед Солнцем, и можно видеть, как силуэт планеты движется по солнечному диску. Помимо Меркурия наблюдаются и прохождения Венеры; прохождения планет, орбиты которых лежат вне орбиты Земли, невозможны. Как видно на рис. 1.3, прохождения внутренних планет возможны только при нижнем соединении, но отнюдь не каждом (см. рис. 1.4).

Если Земля находится в точке Л, то в нижнем соединении Меркурий будет в точке С, а в верхнем — в Е. Однако прохождения по диску Солнца не произойдет, поскольку Меркурий проходит “под Солнцем”. Но если Земля находится в точке В, прохождение может наблюдаться, ибо Меркурий в нижнем соединении расположен в точке D непосредственно перед солнечным диском. Поскольку плоскость орбиты Земли определяет плоскость эклиптики и Меркурий пересекает ее в точках узлов, прохождения Меркурия по диску Солнца случаются в восходящем (в ноябре) или в нисходящем (в мае) узлах орбиты, если при этом долгота Земли примерно совпадает с долготой узла. На рис. 1.5 показан путь Меркурия по солнечному диску (размеры Меркурия преувеличены).

Движение Меркурия .Земля

Рис. 1.4. Иллюстрация условия про хождения Меркурия по диску Солнца.

Положения А и D соответствуют внешним контактам планеты, а Б и С — внутренним. После того как в XVIII и XIX вв. была понята важность наблюдений прохождений Венеры для определения солнечного параллакса *, астрономами была проделана большая работа, чтобы сделать наблюдения контактов возможно более точными и надежными. По точности измерений предпочтение отдавалось внутренним контактам.

(1.9)

где М — масса центрального тела, Q — универсальная гра-

витационная постоянная, F — сила тяготения, действующая на тело массы т, находящееся на расстоянии г от центрального тела. Единичный вектор г направлен по прямой, соединяющей центральное тело с телом массы т, причем в сторону от центрального тела. Отрицательный знак в выражении для силы означает, что сила направлена к центральному телу, т. е. она является силой притяжения. Из закона тяготения можно вывести все три закона Кеплера: что планеты движутся по эллиптическим орбитам с Солнцем в одном из фокусов; что за равные времена луч, соединяющий планету с Солнцем, описывает равные площади; что куб периода обращения пропорционален квадрату среднего расстояния планеты от Солнца (большой полуоси орбиты).

Здесь Р представляет собой возмущающую силу, и поскольку масса Венеры гораздо меньше массы Солнца, величина Р значительно меньше S. К равенству (1.10) нужно еще добавить члены, описывающие возмущающее действие со стороны остальных планет. Ньютонова теория тяготения допускает точное решение уравнения (1.9)—решением проблемы двух тел является эллиптическая орбита. Однако в случае трех или более тел эта теория не дает такого решения. В теории возмущений решение находится в виде рядов; это позволяет получить приближенное решение с высокой степенью точности. Конечно, для этой цели приходится сохранять в вычислениях большое число членов разложения — в XIX в, нахождение решения было очень нелегкой работой, поскольку роль “компьютера” играл помощник, выполнявший все численные расчеты. Пренебрежение какими-либо членами ряда иной раз приводило к неверным результатам: благодаря учету членов, которые, как считалось ранее, не влияли на результат, иногда удавалось объяснить некоторые аномалии.

Решение для силы в виде выражения (1.9) дает замкнутую эллиптическую орбиту, тогда как равенство (1.10) определяет незамкнутый “эллипс”. При этом угол между двумя последовательными положениями перигелия будет равен не 360°, а 360° + da, где da малая величина по сравнению с 360°. В этом случае говорят, что перигелий смещается на da за каждый орбитальный оборот планеты прямым движением— орбита прецессирует. Такая напоминающая розетку орбита, полученная из эллипса (с несколько преувеличенной скоростью прецессии) показана на рис. 1.6. В случае Меркурия возмущения со стороны планет приводят к прямому движению перигелия Меркурия, составляющему примерно 500" в столетие. Если Таблица 1.1 учесть, что за год Меркурий совершает четыре обращения, за один орбитальный оборот перигелий смещается на l¹//'. Полный период прецессии орбиты составит около 260 000 лет.

Если эксцентриситет орбиты планеты мал, возмущения в перигелии окажут малое влияние на долготу планеты, так как da/dt входит в формулу с множителем е. Из всех больших планет, известных к 1859 г., наибольшим эксцентриситетом орбиты (0,206) отличался Меркурий. Если бы не это обстоятельство, Леверье вряд ли удалось бы обнаружить аномальную величину для dxo/dt.

dL , de , dS> __r__&1___/e₂__, (1.12)

в котором k\ и k₂ — постоянные. Из него непосредственно видно, как de/dt и da/dt влияют на долготу планеты. Для полной величины планетных возмущений Леверье в 1859 г. получил значения d®/dt = 526,7" и de/dt = 4,2" в столетие. Вычисляя долготу Меркурия, следует учесть и соответствующее этим величинам значение dL/dt. Если, например, в расчетах будет взято неверное значение массы Венеры, то появится ошибка в dL/dt и, следовательно, в истинной долготе Меркурия L. Тогда наблюдаемое положение Меркурия будет отличаться от предсказанного теоретически. И наоборот, расхождение между теорией и наблюдениями указывает на необходимость пересмотра и уточнения теории. Например, может оказаться ошибочной масса планеты, хотя из-за взаимного возмущающего действия планет произвольным образом менять эту массу нельзя, если ее возмущающее влияние на движение остальных планет уже согласуется с их наблюдениями. Соотношения, связывающие в рамках теории возмущений массы планет и элементы их орбит, в 1859 г. были уже хорошо известны. Тем не менее в связи с перигелиями сложилась совершенно иная ситуация.

Прямое движение перигелиев получилось из-за добавления малого члена Р в уравнение (1.10). Если бы фундаментальный закон тяготения отличался от закона в виде (1.9) дополнительным членом, например обратно пропорциональным кубу расстояния, то смещение перигелия появилось бы даже в задаче двух тел. И если говорить о трех телах, в этом случае полное смещение перигелия частично было бы связано с отличием закона тяготения от закона обратных квадратов, а частично — с возмущениями от третьего тела. Поэтому любое расхождение между наблюдаемым и теоретическим значениями смещения перигелия можно было бы отнести на счет либо второго члена в законе тяготения, либо возмущен ния иной природы, и для решения этой дилеммы понадобились бы дополнительные критерии,

^ (1.13)

^со = 2я(3-га)->/². (1.14)

Тот факт, что отличие закона тяготения от закона обратных квадратов ведет к прецессии орбит, был известен еще задолго до открытия аномального смещения перигелия Меркурия. Этот вывод можно найти в “Началах” Ньютона, его главном труде, где Ньютон выдвинул свою теорию тяготения. IX раздел первой книги “Начал” озаглавлен “О движении тел по подвижным орбитам и о перемещении апсид”. Афелий и перигелий Ньютон называл соответственно верхней и нижней апсидами, а соединяющую их прямую линию — линией апсид. Расстояние между телом, движущимся по орбите, и центральным телом он называл “высотой”, так что максимальная высота у него соответствовала верхней апсиде, и он принимал ее за единицу измерения [263, с. 144]. Он писал: “...когда центростремительная сила пропорциональна

F = b-A^m~\ (1.15)

du = 2- 180°

Это выражение тождественно (1.14) при m = 3 — п, что приводит (1.15) к виду (1.13).

Теоретические следствия введения сил, дополнительных к определяемой законом обратных квадратов, Ньютон рассматривал с той целью, чтобы привнести в свою схему и возмущающие силы, неизбежно следующие из закона всемирного тяготения, и необходимые для объяснения наблюдаемых отклонений планет и спутников от обычных эллиптических орбит. Однако теоремы Ньютона равным образом справедливы и в том случае, если двучленные или одночленные выражения для силы, отличающиеся от закона обратных квадратов, сами по себе являются основным законом тяготения. Если основной закон не дает силу, зависящую в точности от обратного квадрата расстояния, то полное теоретическое смещение перигелия будет больше, чем полученное с законом тяготения Ньютона. В 1859 г. Леверье обнаружил, что наблюдаемое смещение перигелия примерно на 39" в столетие больше теоретической величины, равной 527".

Избыточное смещение можно было приписать либо одной из двух различных причин, либо их совместному влиянию. Во-первых, аномальное смещение могло быть вызвано возмущающим действием какого-либо фактора в Солнечной системе, который в исходной теории не учитывался. Таким фактором могла быть заниженная масса какой-либо планеты или еще не обнаруженная материя. В случае принятия любой из этих причин смещение перигелия Меркурия не было бы аномалией и его можно было бы “уложить” в рамки ньютоновой теории. Вторая возможность состояла в том, что аномальное смещение указывало на неточность закона Ньютона. Если так, был нужен новый закон тяготения, близкий к старому в том смысле, что он должен был правильно описывать известные движения в Солнечной системе и в то же время давать новое значение смещения перигелия. В этом втором случае движение перигелия Меркурия в рамках теории Ньютона было бы аномалией, причем аномалией очень важной, требующей замены имеющейся теории на новую.

Третий путь — упорное нежелание считать смещение перигелия аномалией — едва ли заинтересовал бы математиков и астрономов того времени, которые привыкли подробно объяснять каждое движение в Солнечной системе. Была и еще одна, четвертая возможность — считать, что в теорию вкралась ошибка и на самом деле никакого аномального движения нет. Flo проверить такую точку зрения было бы не так легко: рассматриваемая работа находилась на переднем крае науки и мало кто мог бы взяться за такую проверку; но даже и при этом условии проверка заняла бы очень длительное время.

Если говорить об объектах, населяющих Солнечную систему, то представления о ней у Леверье отличались от современных не слишком заметно. Он знал, что в Солнечной системе есть планеты и их спутники, малые планеты — астероиды, долгопериодические и короткопериодические кометы, а также метеорные тела. Но, конечно, количество известных объектов было меньше, чем сейчас: например, Плутон был открыт лишь в 1930 г. Вдобавок за этот период, а в особенности за последние годы межпланетных полетов, значительно расширились и углубились наши знания о физическом строении тел Солнечной системы.

предложен закон, направивший усилия астрономов на поиски новой планеты в той области Солнечной системы, где, казалось, имелся “пробел”. Речь идет о законе Боде, названном так по имени ученого, который, хотя и сформулировал его не первым, сделал его широко известным. А впервые он был сформулирован в 1772 г. Тициусом, который выразил в количественном виде еще более ранние подозрения о наличии незаполненных “пробелов” в Солнечной системе. В основе закона Боде — Тициуса лежит следующий числовой ряд: О, 3, 6, 12, 24, 48, 96, ... Прибавив к каждому члену ряда 4, получим новый ряд: 4, 7, 10, 16, 28, 52, 100, ... Эти числа замечательно хорошо соответствуют средним расстояниям планет от Солнца. Среднее расстояние Земли от Солнца равно 1 а. е., и чтобы получить соответствие единицам закона Боде— Тициуса, все расстояния планет от Солнца, выраженные в а. е., нужно умножить на 10. В 1772 г. средние расстояния известных тогда планет считались равными (в этих единицах): Меркурия — 3,8, Венеры — 7,2, Земли — 10,0, Марса—15,2, ... Юпитера — 52,0, Сатурна — 95,5. В 1781 г. Уильям Гершель открыл новый объект, который, как он полагал, являлся кометой. Но вскоре выяснилось, что на самом деле это планета со средним расстоянием от Солнца 19,2 а. е. Убедившись, что это расстояние хорошо согласуется со следующим членом ряда, 192 + 4 = 196, Боде пришел к выводу, что к соотношению следут отнестись со всей серьезностью. В частности, он был убежден, что в кажущемся “провале” между Марсом и Юпитером на среднем расстоянии 2,8 а. е. от Солнца ожидала своего открытия планета. Боде высказался в поддержку систематических поисков этой планеты, но еще до их начала, в январе 1801 г., сицилийский астроном Джузеппе Пиацци открыл похожий на планету объект. Правда, планету вскоре потеряли из виду. В это время Карл Фридрих Гаусс разработал новые математические методы вычисления орбит по малому числу наблюдений. В конце 1801 г. планету вновь увидели, расстояние до новой планеты — Цереры— оказалось равным 2,767 а. е. в согласии с законом Боде, но ее диаметр был слишком мал по сравнению с размерами больших планет. Вскоре приблизительно на том же расстоянии от Солнца был открыт целый ряд других малых планет, или астероидов. Ольберс высказал предположение, что когда-то между Марсом и Юпитером была большая планета, впоследствии распавшаяся, и Церера и другие астероиды являются ее осколками, остатками взрыва. Гипотеза Ольберса внушала надежду на открытие множества астероидов, и к 1850 г. их было найдено уже 12. Закон Боде был использован и для открытия следующей “большой” планеты. Для трансурановой планеты он предсказывал расстояние 38,8 а. е. (384 + 4 = 388). Пытаясь найти новую планету, которая, как предполагали, возмущает движение Урана, Леверье и Адаме в 1840 г. для предварительной оценки ее расстояния воспользовались именно законом Боде. Попытка обоих ученых оказалась успешной, и в 1846 г. был открыт Нептун. Сторонники закона Боде были несколько разочарованы: его среднее расстояние было равным “всего” около 30 а. е.; а еще позднее закон Боде “ошибся” снова, когда был открыт Плутон, среднее расстояние которого оказалось равным 40 а. е.

Астрономы открыли в Солнечной системе и множество других объектов. Регулярно открывались кометы, и одну из них, сыгравшую впоследствии важную роль в развитии теории, наблюдал в 1818 г. Понс. Это была комета Энке (она названа именем ученого, посвятившего ей значительное число теоретических исследований). Важность наблюдений и изучения кометы Энке объяснялась тремя причинами. Прежде всего это была первая после кометы Галлея комета, возвращение которой удалось успешно предсказать. Во-вторых, это была первая из короткопериодических комет (ее период — З'Д г.). И наконец, Энке показал, что комета ускоряется заметно быстрее, чем это следует из теории гравитационных возмущений. Аномальное ускорение кометы Энке объяснил сопротивлением разреженной среды вокруг Солнца, плотность которой быстро растет по мере приближения к нему. Гипотеза Энке просуществовала вплоть до конца XIX в., когда в ускорении кометы стали заметны изменения, которые нельзя было объяснить, исходя из представления о непрерывной сопротивляющейся среде. Кроме того, было обнаружено, что некоторые кометы замедляются.

объяснить все движения в Солнечной системе. Это, конечно, было заслугой не одних лишь математиков, но и астрономов-наблюдателей (хотя, как и в наши дни, большая часть славы досталась теоретикам). В начале XVII в. для доказательства движения Марса по эллиптической орбите Кеплер использовал наблюдения крупнейшего астронома-наблюдателя того времени Тихо Браге. Ньютонов принцип всемирного тяготения, вошедший в науку в конце XVII в., утверждал, что планеты движутся не по стационарным эллиптическим орбитам, а по орбитам, возмущенным соседними планетами. По мере совершенствования методов наблюдений и их теоретической обработки стало возможным точное измерение уклонений, касающихся предвычисленных орбит. В свою очередь математики научились точно рассчитывать теоретические уклонения. Порой наблюдатели вели за собой теоретиков, порой наоборот, но так было до середины XIX в. Тогда еще казалось, что ньютоновым законом всемирного тяготения в виде закона обратных квадратов можно полностью объяснить все движения в Солнечной системе.

Этому закону порой приходилось выдерживать серьезные испытания. Первые последователи Ньютона вели борьбу с картезианскими идеями, объяснявшими движения планет декартовской теорией вихрей. Кое-кто из них даже поддавался искушению внести небольшие изменения в закон Ньютона. Так, в 1745 г. Клеро вместе с Даламбером и Эйлером пришли к мысли, что исходя из закона обратных квадратов нельзя получить точное значение движения перигея Луны. (Об этом мы более подробно будем говорить в 5-й гл., в разделе 5.2.) Клеро предположил, что закон для силы тяготения имеет вид \/г² + а/г⁴, где а — малая постоянная; как мы видели ранее, этот закон естественным образом дает движение перигея. Однако, продвинув решение в рамках закона обратных квадратов до приближения более высокого порядка, Клеро получил верное значение движения перигея Луны, так что концепция Ньютона осталась непоколебимой.

И если этот результат оказал на небесную механику успокаивающее действие, открытие в 1846 г. Нептуна стало гораздо более впечатляющим доказательством эффективности этой области математики. Совершенно независимо друг от друга Адаме из Кембриджа и Леверье из Парижа, пытаясь объяснить затруднения с орбитой Урана, пришли к выводу о существовании пока еще неизвестной в то время трансурановой планеты. Оба они решали обратную задачу теории возмущений, т. е. искали неизвестное тело по его известному возмущающему действию, а не наоборот. Английские национальные чувства были сильно задеты тем, что по стечению обстоятельств именно предсказание Леверье помогло берлинскому астроному открыть планету. Правда, впоследствии национальные чувства были преодолены и честь открытия была признана за обоими учеными. Новая планета получила вполне нейтральное классическое имя—Нептун. И несмотря на то, что американец Бенджамен Пирс слегка охладил чувства, утверждая, что открытие было случайным, общественное мнение рассматривало его как триумф небесной механики.

Увы, новые проблемы в теории Луны возникли буквально через год. В 1853 г. Адаме показал, что Лаплас оставил в решении для векового ускорения Луны недостаточное число членов ряда, а в 1859 г. он же пришел к выводу, что возмущениями удается объяснить лишь половину наблюдаемого ускорения. Причиной остаточного ускорения вскоре стали считать приливное трение, но первые уверенные количественные оценки этого эффекта были сделаны только в XX в. Во введении к “Истории астрономии XIX века” Агнесса Кларк писала [63, с. 2-—3]:

“Прогресс в астрономии XVIII в. происходил вообще неуклонно и логично. Особой задачей посленыотоновой эпохи было продемонстрировать универсальную применимость закона тяготения и проследить его сложные следствия. Выполнение этой задачи заняло почти сто лет. Оно фактически завершилось 19 ноября 1787 г., когда Лаплас на заседании французской Академии объяснил причины ускоренного движения Луны. Подобно некоему механизму, Солнечная система представала законченной и понятной во всех ее деталях; и в “Трактате по небесной механике” Лапласа ее механическое совершенство было продемонстрировано в форме величественного единства, подобающим образом запечатлевшего один триумф аналитического гения за другим при решении труднейших проблем, с которыми когда-либо сталкивался человеческий разум”.

ние Луны, это было воспринято как величайший триумф и самого исследователя, и ньютоновой теории; что же касается трудов Адамса, их оценили высоко, но уже не считали великим опровержением теории Ньютона. Частично это объясняется тем, что к середине 1850-х г. закон Ньютона был столь хорошо подтвержден, что одна аномалия не могла сколь-ни-будь серьезно поколебать веру в него. Кроме того, подобные расхождения могли указывать и на возможность новых важных открытий, как, например, в случае возмущений орбиты Урана, которые привели к открытию Нептуна. В то время высказывалась надежда, что и исследование ускорения Луны приведет к новому открытию, хотя готовое решение этой проблемы — идея приливного ускорения — уже было под рукой. Одной из проблем, ожидавших своего решения, Кларк считала и смещение перигелия Меркурия [63, с. 299], поскольку к тому времени надежды на открытие малых планет между Солнцем и Меркурием уже не сбылись, а другие возможные решения заводили в тупик. Полное решение этой проблемы дали не астрономы, а физики. Они были настроены радикально; у них не было твердой уверенности в справедливости ньютонова закона обратных квадратов, и, кроме того, они смогли усомниться в догме “абсолютного пространства”. Астрономы предложили свое решение, правда, оказавшееся временным, как и в случае с приливным трением. Однако, приняв точку зрения физиков, они быстро отказались от временного решения, и планетные возмущения, хотя и с уче_: том релятивистских поправок, дали полную величину смещения перигелия Меркурия.