В течение многих столетий астрономия почти исключительно занималась видимыми положениями различных светил на небесной сфере. Коперник и его последователи нашли, что кажущиеся движения членов солнечной системы по небесной сфере можно объяснить, лишь приняв в расчёт их действительные движения в пространстве, так что солнечную систему этим самым признали состоящей из тел, помещённых на различных расстояниях от Земли и отделённых друг от друга известным числом миль или километров. Но с неподвижными звёздами дело обстояло иначе: за маловажным исключением собственных движений немногих звёзд (гл. X, § 203) все остальные их кажущиеся движения объяснялись как результат движения Земли, а вопрос об относительных или истинных расстояниях звёзд почти не подвергался рассмотрению. Хотя вера в материальное существование небесной сферы, к которой прикрепляли звёзды, едва ли выдержала нападки Тихо Браге й Галилея, и всякий видный астроном конца XVII или XVIII вв. без колебаний признал бы неодинаковость звёздных расстояний от Земли, однако это было скорее простым верованием, весьма мало влиявшим на ход астрономического прогресса.
В действительности геометрической концепции, по которой звёзды отмечались точками на небесной сфере, было вполне достаточно для обыкновенных астрономических целей, и внимание великих астрономов-наблюдателей вроде Флэмстида, Брадлея и Лакайля направлено было, почти всецело на определение положений этих точек с максимальной точностью или же на наблюдение движений тел солнечной системы. Сверх того задачи, поставленные теорией Ньютона, естественно сосредоточивали внимание астрономов XVIII в. главным сбразом на солнечной системе, хотя даже и с этой точки зрения имело большой смысл составление звёздных каталогов, дающих постоянные точки, к которым можно относить положение тел солнечной системы.
Почти единственное исключение из этой общей тенденции составляли попытки — правда, неудачные — нахождения параллакса и, следовательно, расстояний некоторых неподвижных звёзд, — задача, выдвинутая учением Коперника, но и сама по себе представлявшая глубокий внутренний интерес.
Поэтому Гершель открыл совершенно новое поле, когда стал изучать звёздную систему и взаимные соотношения ее членов per se, т. е. для неё самой. С этой новой точки зрения Солнце с сопровождающими его планетами стало одной из бесчисленного сонмища звёзд, которая прежде ставилась в такое исключительное положение благодаря тому случайному обстоятельству, что мы живём на одной из её планет.
258. Полное представление о расположении знёзд в пространстве мы могли бы, разумеется, получить, лишь измерив параллакс каждой из них (гл. VI, § 129 и гл. X, § 207). Неудачные попытки таких астрономов, как Брадлей, в определении параллакса какой-нибудь звезды в достаточной степени показали безнадёжность этого предприятия вообще, и, хотя Гершель с своей стороны пытался находить параллаксы (§ 263), он тем не менее ясно видел, что вопрос о распределении звёзд в пространстве, если только вообще доступен решению, требует приложения, более простых, если и менее надёжных методов в широком масштабе.
И вот он изобрёл свой
метод черпания звезд. Самый поверхностный взгляд, брошенный на небо, в достаточной степени убеждает нас в том, что доступные невооружённому глазу звёзды неравномерно распределены по небесной сфере; это справедливо и относительно слабых звёзд, наблюдаемых в телескоп. Если сравнить, два участка неба одинаковой кажущейся, т. е. угловой, величины, то может случиться, что в одном мы насчитаем во много раз больше звёзд, чем в другом. Если мы представим себе, что звёзды не находятся на сфере, но рассеяны в пространстве на различных расстояниях от нас, то неравномерное распределений их на небе может быть объяснено двояко: или действительно неравномерным их распределением в пространстве, или же неодинаковостью расстояний, на которые простирается звёздная система в направлениях двух взятых нами звёздных групп. Первый небесный участок может соответствовать такой части пространства, где звёзды действительно скучены, или же указывать направление, в котором растянута звёздная система, так что звёзды, накладываясь слой за слоем, одни на другие, производят впечатление скученности. Всё равно, как если бы мы стояли в лесу и лес казался нам менее густым в одном направлении, чем в другом; это могло бы происходить как оттого, что деревья в этом направлении действительно рассажены редко, так и оттого, что мы находимся поблизости опушки.
Не имея никаких априорных сведений об истинном расположении звёзд в пространстве, Гершель принял вторую из этих двух гипотез; именно, он принимал видимую скученность звёзд в каком-нибудь участке неба за меру глубины, на которую звёздная система простирается в этом направлении, и с этой точки зрения истолковывал результаты огромной массы наблюдений. Он пользовался 20-футовым телескопом, который приспособлял так, что мог в него видеть круглый участок неба диаметром в 15' (четверть площади солнечного диска или полной Луны); телескоп он направлял в различные части неба и каждый раз считал звёзды, появлявшиеся в его поле. Чтобы избегнуть случайных неправильностей, он обыкновенно брал среднее арифметическое нескольких смежных полей зрения. В 1785 г. он обнародовал результаты таких черпаний, произведённых в 683 участках; впоследствии он добавил отчёт ещё о 400 черпаниях, результаты которых вначале не считал необходимым обнародовать. В то время как в одних участках неба он видел в среднем по одной звезде за раз, в других насчитывалось чуть не по 600, а однажды, он оценил число звёзд, прошедших через поле его телескопа в течение одной только четверти часа, в 116 000. Общий результат был таков, что звёзды, как это представляется и невооружённому глазу, более скучены поблизости и в самом Млечном Пути, а менее всего — в частях неба, наиболее от него удалённых. Млечный Путь образует на небе полосу с неясными очертаниями, не на много уклоняющуюся от большого круга (называемого галактическим, кругом); таким образом, по воззрениям Гершеля, пространство, занимаемое звёздами, имеет форму диска или жёрнова, диаметр которого, по его вычислениям, приблизительно в пять раз превышает толщину. Далее, Млечный Путь на некоторой части своего протяжения разделяется на две ветви или рукава, пространств во между которыми сравнительно свободно от звёзд. На этом основании Гершель предположил существование трещины в «жёрнове».
Эта теория вселенной — «жернова» — предложена была в 1750 г.
Томассом Райтом (1711—1786) в его
Теории вселенной, а спустя пять лет — Кантом (
всё - до публикаций Гершеля); но никто из них не пытался подобно Гершелю собрать числовые данные и обстоятельно разработать во всех деталях следствия основной гипотезы.
Гершель с самого начала видел, что гипотеза равномерного распределения звёзд в пространстве не может быть верной в деталях. Например, звёздная куча, в которой собраны на небольшом участке неба целые тысячи слабых звёздочек, может представлять собой нечто вроде длинного веретена из звёзд, простирающегося далеко за пределы смежных частей звёздной системы и направленного в сторону, противоположную солнечной системе. Таким же точно образом участки неба, бедные звёздами, можно принимать за туннели, пронизывающие звёздную систему. Мало вероятно, чтобы на деле существовало хотя одно-два таких веретена ила туннеля, а так как звёздных куч и до Гершеля известно было множество, Гершель же открывал их целыми сотнями, то существование их невозможно было объяснить этой гипотезой; оказалось необходимым предположить, что звёздная куча занимает часть пространства, в котором звёзды действительно теснее скучены, чем в другом месте.
Дальнейшее изучение распределения звезд, особенно расположенных в Млечном Пути, постепенно убеждало Гершеля в том, что его первоначальное предположение в гораздо большей мере уклоняется от истины, чем ему казалось сначала, и в 1811 г., почти через 30 лет после начала звёздного «черпания», он совершенно переменил своё мнение...
От метода черпания звезд первоначально ожидались указания относительно пределов звёздной системы или видимых частей её. Наряду с этим методом Гершель постоянно принимал яркость звезды за вероятный критерии её расстояния. Если две звезды в действительности излучают одинаковое количество света, то та из них покажется ярче, которая ближе к нам; и если предположить, что свет не задерживается и не поглощается во время прохождения через пространство, то видимая яркость двух звезд будет обратно пропорциональна квадрату их относительных расстояний. Значит, если мы от одной звезды получаем в девять раз больше света, чем от другой, и если предположить, что различие в яркости обусловливается только их расстоянием, то первая звезда втрое ближе другой и так далее.
Предположение, что звёзды в общем излучают одинаковое количество света, так что различие в их кажущейся яркости обусловливается исключительно расстоянием, носит тот же общий характер, что и гипотеза о равномерном их распределении. Несомненно, существует много исключений, но за неимением более точных сведений приходилось пользоваться этим импровизированным способом определения относительных расстояний звёзд с некоторой долей вероятности.
...
265. Уже со времени Галлея (гл. X, § 203) известно было, что некоторые звезды обладают собственными движениями по небесной сфере относительно всех других. Между астрономами постепенно распространилось убеждение, что Солнце представляет собой одну из неподвижных звёзд, а отсюда один шаг до предположения, что, подобно другим звёздам, и оно может обладать собственным движением в пространстве. Над этим вопросом размышляли Райт, Ламберт и другие, а Товия Майер (гл. X, § 225—226) показал, как распознавать это движение.
...
Однако из наблюдений тех немногих собственных движений, которыми располагал Майер, он не мог вывести никаких заключений относительно движения Солнца.
Гершель воспользовался наблюдениями Маскелайна и Лаланда над собственными движениями 14 звёзд (13, если считать двойную звезду Кастор за одну) и с необычайной проницательностью открыл в их движении некоторое однообразие вышеописанного характера, которое могло быть результатом движения Солнца. Точка небесной сферы, к которой, повидимому, движется Солнце, так называемый апекс, указана была Гершелем поблизости звезды
в созвездии Геркулеса. ... Вполне естественно, что результаты Герщеля современными ему астрономами были приняты со значительной дозой недоверия; но множество тщательнейших более поздних исследований подтвердили общую правильность его выводов, причём, однако, первая его оценка оказывается, повидимому, более точной. В тех же двух работах и еще в третьей (опубликована в 1806 г.) Гершель пытался определить скорость движения Солнца; но это предприятие требовало такой массы произвольных допущений относительно вероятных расстояний звёзд — на деле вполне неизвестных, — что мы сделаем лучше всего, если приведём его фразу из статьи 1783 г.: «Мы можем в общем считать, что скорость движения Солнца во всяком случае никак не меньше скорости движения Земли по её годовой орбите».
обязана ошибке.