Таким образом, необходимость передатировки Альмагеста доказана Р. Ньютоном как астрономическими, так и математико-статистическими средствами. Но тогда возникает вопрос — в какую именно эпоху следует переместить Альмагест? Как мы отмечали, сам Р. Ньютон, не подвергая сомнению скалигеровскую хронологию, предлагает «опустить» Альмагест вниз, в эпоху Гиппарха. Возможны и другие точки зрения, о которых мы скажем подробнее ниже. Во всяком случае, Р. Ньютон не обсуждает и даже вообще не ставит следующую задачу. Можно ли указать такую историческую эпоху, — быть может, очень сильно отличающуюся от скалигеровской датировки Альмагеста, — помещение в которую Альмагеста снимает все или почти все проблемы, обнаруженные как Р. Ньютоном, так и многими исследователями до него? Как мы увидим далее, попытка Р. Ньютона устранить обнаруженные многочисленные противоречия путем опускания Альмагеста вниз, в эпоху Гиппарха, все равно не приводит к успеху. Поэтому возникает естественный вопрос — может быть следует рассмотреть и другие возможные сдвиги датировки Альмагеста? В том числе и вверх, причем, не только на 200–300 лет, но, возможно, и на большие величины? С математической и астрономической точки зрения этот вопрос вполне оправдан, и непредвзятый исследователь просто обязан дать на него ответ.
После публикаций Р. Ньютона появилась работа Денниса Роулинса [1365], в которой он независимым способом доказывает, что долготы звезд в каталоге Птолемея были кем-то изменены, пересчитаны. Другими словами, по утверждению Д. Роулинса, долготы звезд, внесенные в каталог Птолемея, не могли наблюдаться около 137 года н. э. Обзор результатов Р. Ньютона и Д. Роулинса см. в [1119], [1120].
Далее, в работах [1119], [1120] и [1182] исследован вопрос об ослаблении яркости наиболее южных звезд, упомянутых в каталоге Альмагеста. Дело в том, что когда звезда поднимается над горизонтом очень невысоко, ее яркость существенно ослабляется, поскольку направление взгляда на звезду приближается к касательной к земной поверхности. В результате луч проходит больший путь в атмосфере, чем в случае звезды, расположенной высоко над горизонтом. Поэтому очень южные звезды кажутся для наблюдателя тусклее, чем на самом деле. Анализ яркости наиболее южных звезд, упомянутых в Альмагесте, показал, что эти звезды наблюдались далеко на юге. В частности, остров Родос, куда обычно помещают пункт наблюдения Гиппарха, по этим соображениям полностью исключается [1182]. Египетская Александрия в этом смысле подходит больше. Но, как выясняется далее, даже Александрия не совсем удовлетворяет данным, приведенным в Альмагесте. Оценка широты точки наблюдения южных звезд по яркости дает еще более южный пункт [1182].
В то же время, отметим, что координаты этих звезд измерены исключительно плохо, с ошибками в несколько градусов. См. об этом ниже. Если Альмагест на самом деле составлен в позднее средневековье, указанное обстоятельство легко объясняется. По-видимому, южные звезды были добавлены в каталог Птолемея по наблюдениям, сделанным в очень южных точках. Может быть даже не в Александрии, а в Индии, или с борта корабля, ушедшего в южную Атлантику. При этом яркость была измерена правильно, а координаты звезд — с большими ошибками. То ли из-за несовершенства южных обсерваторий, то ли из-за того, что данные разных обсерваторий были плохо согласованы между собой. Например, из-за различия в систематических ошибках. Если же измерения южных звезд выполнялись на кораблях, то низкая точность результатов тем более неудивительна.
Глава 1
Некоторые необходимые сведения из астрономии и истории астрономии
1. Эклиптика, экватор прецессия
Рассмотрим движение Земли по орбите вокруг Солнца. Обычно считается, что вокруг Солнца движется не сама Земля, а центр масс (центр тяжести) системы Земля-Луна, так называемый барицентр. Барицентр находится недалеко от центра Земли, по сравнению с расстоянием до Солнца. Для целей настоящей книги можно считать, что орбитальное движение барицентра вокруг Солнца отождествляется с движением Земли вокруг Солнца.
Гравитационные возмущения от планет вызывают непрерывный поворот плоскости орбиты барицентра. Это вращение имеет некоторую основную синусоидальную составляющую с очень большим периодом. На главную составляющую накладываются некоторые малые переменные колебания, которыми мы будем пренебрегать. Эта вращающаяся плоскость орбиты Земли и называется плоскостью эклиптики.