3.      Солнце

 

Слово «звезда» иногда используется для обозначения любого небесного тела. Так, Солнце иногда называют «звездой дня», а Луну - «звездой ночи», хотя теперь эти названия встречаются редко. У нас есть также «падающие звезды», и даже комета была как-то названа «волосатой звездой» (stella соmetes).

Если не рассматривать «падающие звезды» и кометы, то все ос­тавшиеся звезды можно разделить на два класса: класс неподвижных звезд и класс блуждающих звезд - планет. Невооруженным глазом мы видим семь планет (имеется в виду древнее значение этого слова): Солнце, Луну, Меркурий, Венеру, Марс, Юпитер и Сатурн.

В дальнейшем в данной книге я буду употреблять слово «планета» в его современном значении, т. е. Солнце и Луна будут исключены из списка планет, а Земля будет в него добавлена. Нам не придется говорить о планетах, находящихся за Сатурном, поскольку их нельзя увидеть невооруженным глазом.

Из-за яркости дневного неба звезды становятся невидимыми, и мы не можем непосредственно определить положение Солнца среди звезд [1]). Однако можно заметить, какие звезды первыми видны в западной части небосклона на заходе Солнца и какие видны послед­ними на восходе; с течением времени эти звезды меняются, и мы на­ходим, что Солнце движется среди звезд в восточном направлении по кругу небесной сферы, который называется эклиптикой, и тре­буется немногим более 365 1/4 суток [2]), чтобы Солнце совершило полный обход эклиптики.

Та точка на поверхности Земли, которая расположена прямо под Солнцем, иногда бывает к северу от экватора, иногда - к югу, а, значит, должна в какие-то моменты попадать и на экватор. Если эта точка пересекает экватор и переходит из южного полушария в се­верное, то это момент весеннего равноденствия, начало весны в се­верном полушарии. Из северного полушария в южное эта точка переходит в момент осеннего равноденствия, с которого в северном полушарии начинается осень. В промежутке между двумя этими мо­ментами бывает летнее солнцестояние, наступающее тогда, когда находящаяся прямо под Солнцем точка доходит до своего крайнего северного положения (это начало лета). Крайнему южному положе­нию этой точки соответствует зимнее солнцестояние (начало зимы).

Предположим, мы измерили время, скажем, от одного весеннего равноденствия до следующего или между двумя последовательными зимними солнцестояниями. Этот интервал окажется немного меньше 365 1/4 суток [3]) и меньше того времени, за которое Солнце совершает полный обход эклиптики.

Разница во времени показывает, что между двумя последователь­ными равноденствиями Солнце не успевает сделать полный обход эклиптики. Положение Солнца в момент равноденствия (или солнце­стояния) смещается по эклиптике на запад со скоростью около 50" в год, и полное обращение совершается примерно за 26 000 лет. Со времени греков изменение в положении Солнца в момент равноден­ствия составило около 30°. Это движение называется предварением равноденствий (прецессией).

Сейчас мы использовали термины «равноденствие» и «солнцестоя­ние» для обозначения определенных моментов времени. Те же самые термины используются для обозначения положений Солнца в эти моменты, а из контекста обычно понятно, что имеется в виду - время или положение Солнца.

Солнце движется в плоскости, определяемой эклиптикой, и оно бывает как к северу, так и к югу от экватора; таким образом, ясно, что эклиптика и экватор лежат в разных плоскостях. Угол между этими двумя плоскостями называется наклоном эклиптики и часто обозначается буквой е. В 1900 г. величина ε равнялась 23,452° и из-за притяжения Земли другими планетами она постепенно умень­шается примерно на 0,013° (около 47") в столетие. Во времена расцвета греческой астрономии величина ε была примерно равна 23,71°.

Продолжительность различных времен года неодинаковая. В эпоху древних греков соответствующие длительности, начиная с лета, были приблизительно такими: 92,3 суток, 88,7 суток, 90,2 суток и 94,1 су­ток [4]. Тот факт, что времена года имеют неодинаковую продолжи­тельность, говорит о том, что видимое движение Солнца не является равномерным и круговым. С большой степенью точности можно ска­зать, что Солнце движется вокруг Земли [5]) по эллипсу. В античную эпоху эксцентриситет этого эллипса был равен 0,017558, и Солнце было ближе всего к Земле (Солнце находилось в перигее), когда оно было примерно в 246° к востоку от точки весеннего равноденствия, если измерять углы по кругу эклиптики. В 1900 г. соответствующие значения равнялись 0,016751 и 281°. Если бы кроме Солнца и Земли не было других небесных тел, то параметры эллипса были бы по­стоянными [6]). Указанные изменения, как и изменения других параметров, о которых мы уже говорили, происходят из-за слабых гра­витационных воздействий на Землю Луны и других планет. Возможно, все эти изменения носят колебательный характер, но с очень большим периодом колебаний. За прошедшие 2000 лет изменения происходили с почти постоянной скоростью

Угол, род которым с Земли виден диаметр Солнца, в среднем близок к 32', и расстояние от Земли до Солнца в 23 500 раз больше радиуса Земли. Из этих данных мы получаем, что радиус Солнца при­мерно в 109 раз больше радиуса Земли, а его объем примерно в 1,3 миллиона раз больше объема Земли. Однако масса Солнца больше массы Земли только в 330 000 раз, так что плотность Солнца состав­ляет лишь четверть плотности Земли.

Греческие астрономы не знали способа определения массы Солнца, но другие упомянутые характеристики они могли изучать и изучали.