«Сглаженные неровности: Серия популярных очерков по научным вопросам»

[С тех пор как это было написано, профессор Свифт выразил мнение, что его планета никак не могла быть той, которую видел рядом с Тета Рака профессор Уотсон, который, по-видимому, видел Тету в центре большого поля зрения и поэтому должен был увидеть планету Свифта, если бы этот объект был расположен так, как показано на рис. 2 или рис. 3. Следовательно, профессор Свифт считает, что обе звезды, которые он сам видел, были планетами, и что он вообще не видел Тету. Рассуждения в последних пяти абзацах вышеприведенного эссе нисколько не пострадали бы, если бы мы приняли вывод профессора Свифта о том, что во время затмения в июле прошлого года были обнаружены четыре, а не три внутримеркуриальные планеты. Однако позже профессор Питерс из Клинтона указал на причины полагать, что, хотя Уотсон просто принял за планеты две неподвижные звезды, Тету и Дзету Рака, профессор Свифт вообще не видел никаких планет. Эта интерпретация полностью, хотя и не очень удовлетворительно, объяснила бы все загадочное в двух рассказах.]

ПРИМЕЧАНИЯ:

[3] Два наблюдения Урана, сделанные Брэдли, были обнаружены покойным г-ном Брином и опубликованы в № 1463 «Astronomische Nachrichten».

[4] Пусть студент выполнит следующее построение, если у него есть какие-либо сомнения относительно вышеприведенных утверждений. Начертив орбиты Земли и Урана по моей карте, иллюстрирующей статью «Астрономия» в «Британской энциклопедии», пусть он опишет круг почти вдвое больше, чтобы представить орбиту Нептуна, как это дало бы правило Боде. Пусть он сначала предположит, что Нептун находился в соединении с Ураном в 1820 году, отметит положение Земли в любой день 1842 года и положение фиктивного Нептуна; линия, соединяющая эти точки, укажет направление на Нептун при сделанных предположениях. Пусть он затем сделает аналогичное построение, исходя из предположения, что соединение произошло в 1825 году. (Исходя из того, как возмущение Урана достигло максимума между 1820 и 1825 годами, было практически достоверно, что возмущающее тело находилось в соединении с Ураном в эти годы.) Эти два построения дадут предельные направления на Нептун, если смотреть с Земли, исходя из предположения, что его орбита имеет указанные размеры. Он обнаружит, что линии образуют угол всего в несколько градусов и что линия направления на истинный Нептун находится между ними.

[5] Задача в действительности, по крайней мере в той форме, в которой к ней подошел Лескарбо, чрезвычайно проста. Решение общей задачи приведено на стр. 181 моего трактата «Геометрия циклоид». Она, по сути, почти идентична задаче определения расстояния до планеты по наблюдениям, сделанным в течение одной ночи.

[6] Возможно, необходимо объяснить некоторым, почему западная сторона находится справа на маленьких картах, иллюстрирующих эту статью, а не слева, как обычно принято на картах. Предполагается, что мы смотрим вниз на Землю в случае земной карты и смотрим вверх с Земли в случае небесной карты, и, естественно, право и лево для первого положения становятся соответственно лево и право для последнего.

РЕЗУЛЬТАТЫ БРИТАНСКИХ ЭКСПЕДИЦИЙ ПО НАБЛЮДЕНИЮ ПРОХОЖДЕНИЯ.

Была предпринята еще одна примечательная попытка оценить расстояние, отделяющее нашу Землю от могучего центрального светила, вокруг которого она путешествует вместе со своими собратьями-планетами. Другими словами, была заново измерена сама Солнечная система; ибо измерение любой части системы является, по сути, измерением всей системы, пропорции которой, в отличие от ее фактических размеров, уже давно точно известны.

Я предлагаю кратко описать результаты, которые были получены (после примерно трех лет тщательного изучения) из наблюдений, сделанных британскими группами, отправленными на север, юг, восток и запад для наблюдения прохождения Венеры 9 декабря 1874 года; а затем рассмотреть, как эти результаты соотносятся с теми, что были получены ранее. Сначала, однако, было бы полезно напомнить читателю о неблагоприятных условиях, в которых неизбежно приходится решать задачу измерения нашего расстояния от удаленного Солнца.

Нередко приходится слышать, как об измерении расстояния до Солнца и о различных ошибках, которые астрономам приходилось исправлять в ходе своих усилий по решению этой проблемы, говорят в выражениях, которые подразумевают, что астрономия должна стыдиться трудов, которые в действительности являются одними из самых примечательных достижений этой науки. Поскольку около двадцати лет назад оценка в 95 миллионов миль, которая полвека держалась в наших книгах по астрономии как истинное расстояние до Солнца, была на время заменена оценкой около 91,5 миллиона миль, которая, в свою очередь, была вытеснена оценкой около 92 1/3 миллиона миль, говорят, что астрономия почти не имеет права называться точной наукой. Некоторые даже полагают, что астрономия совершенно сбилась с пути относительно расстояния до Солнца — которое, если оценки астрономов так варьируются в течение трех четвертей века, может, как полагают, в действительности сильно отличаться от любых значений, приписанных до сих пор. Другие предполагают, что, возможно, расстояние до Солнца может меняться, и что уменьшение на три или четыре миллиона миль в оценках, принятых астрономами, может соответствовать приближению Земли к Солнцу на эту величину, приближению, которое, если бы оно продолжалось с той же скоростью, через несколько столетий привело бы Землю на поверхность Солнца, где она, возможно, была бы поглощена в качестве топлива для обогрева внешних планет, Марса, Юпитера и остальных.

Все эти измышления, однако, ошибочны. Точность астрономии как науки не зависит от измерения расстояния или размера Солнца, так же как точность часов как хронометриста не зависит от точности, с которой стрелки часов ограничены определенными длинами. Мастерство, с которым астрономия справилась с этой конкретной задачей небесного измерения, действительно велико; и результаты, если рассматривать их с должным учетом условий задачи, превосходны: но в действительности, если бы астрономы совершенно не смогли сформировать никаких идей относительно расстояния до Солнца, если бы, насколько они знали, Солнце могло находиться менее чем в одном миллионе или более чем в миллионе миллионов миль от нас, точность астрономии как науки нисколько не пострадала бы. И, во-вторых, не нужно питать никаких сомнений относительно общего вывода из астрономических наблюдений, что расстояние до Солнца составляет от 92 до 93 миллионов миль. Все измерения, сделанные за последнюю четверть века, лежат в пределах от 90 до 95 миллионов миль, и подавляющее большинство тех, что сделаны лучшими методами и при наиболее благоприятных условиях, лежат в пределах от 91 до 94 миллионов миль. Все самые лучшие группируются вокруг расстояния 92 1/3 миллиона миль. Мы сейчас, однако, обеспокоены не вопросом точного расстояния, а вопросом о том, получила ли астрономия удовлетворительные доказательства того, что расстояние до Солнца находится в пределах расстояний, выведенных различными методами, применявшимися в последнее время. Рассматривая дело как вопрос вероятностей, как и все научные утверждения, можно с такой же уверенностью сказать, что расстояние до Солнца лежит между 85 миллионами и 100 миллионами миль, как и то, что завтра взойдет Солнце; и вероятность того, что расстояние до Солнца меньше 90 миллионов или больше 95 миллионов миль, настолько мала, что ее фактически можно считать почти равной нулю. В-третьих, возможность того, что Земля может приближаться к Солнцу на три или четыре миллиона миль в столетие, может быть полностью исключена из рассмотрения. Ибо одним из неизбежных последствий такого изменения расстояния было бы изменение продолжительности года примерно на три недели; и так далеко от того, чтобы год уменьшался на двадцать дней или около того в течение столетия, он не уменьшился даже на десять секунд за последние две тысячи лет. Если и было какое-то изменение год от года в расстоянии Земли от Солнца, то оно измеряется скорее ярдами, чем милями. Астрономы были бы вполне довольны, если бы их «вероятная ошибка» в оценке расстояния до Солнца могла быть измерена тысячами миль; так что любое возможное приближение Земли к Солнцу лишь в очень малой степени объясняло бы расхождения между различными оценками расстояния, даже если бы эти оценки всегда уменьшались с течением времени, что, безусловно, не так.

Но на самом деле, если мы рассмотрим характер задачи, взятой на себя астрономами в этом случае, мы слишком легко поймем, что их измерения должны несколько сильно отличаться друг от друга. Давайте представим себе на мгновение центральное Солнце, Землю и путь Земли не такими, как они есть на самом деле, ибо разум отказывается представить размеры даже Земли, которая является лишь атомом по сравнению с Солнцем, чьи собственные пропорции, в свою очередь, могучие, хотя они и есть, меркнут до полного ничтожества по сравнению с огромным масштабом орбиты, по которой Земля движется вокруг него. Давайте уменьшим масштаб всей системы до одной 500-миллионной части ее реальной величины: даже тогда у нас есть довольно большая орбита, чтобы ее вообразить. Мы должны представить себе огненный шар диаметром 3 ярда, представляющий Солнце, и Землю как однодюймовый шарик, кружащийся вокруг этого шара на расстоянии около 325 ярдов, или около 350 шагов. Диаметр орбиты Земли в этом масштабе, следовательно, был бы несколько больше трети мили. Если мы представим себе однодюймовый шарик, движущийся вокруг огненного шара один раз в год, вращаясь при этом вокруг своей оси один раз в день, мы столкнемся с трудностью, возникающей из-за медленности результирующих движений. Мы столкнулись бы с трудностью, возникающей из-за быстроты реальных движений, если бы рассматривали их вместо этого. Единственный ресурс — уменьшить наш масштаб времени так же, как мы уменьшили наш масштаб пространства: но не в той же степени; ибо если бы мы это сделали, у нас был бы однодюймовый шарик, кружащийся вокруг своей орбиты диаметром в треть мили шестнадцать раз в секунду и вращающийся вокруг своей оси пять тысяч раз в секунду. Скажем, вместо этого, для удобства, что мы предполагаем дни уменьшенными до секунд. Тогда нам нужно представить однодюймовый шар, кружащийся один раз чуть более чем за шесть минут вокруг шара огня диаметром 3 ярда, в одной шестой мили от него, и вращающийся вокруг своей оси один раз в секунду. Мы должны далее представить однодюймовый шар как населенный какими-то 1500 миллионами существ, слишком малых, чтобы их можно было увидеть в самый мощный микроскоп — на самом деле настолько малых, что самые высокие были бы в высоту лишь около семимиллионной доли дюйма — и мы должны представить, что несколько из этих существ берутся за задачу определения из своего крошечного дома, быстро вращающегося, пока он несется по своей орбите вокруг большого шара огня, в 325 ярдах от них, — количества ярдов, действительно разделяющих этот шар и их дом. Если мы правильно представим эти условия, которые справедливо отражают те, при которых астроном должен определять расстояние Солнца от Земли, мы поймем, что удивительно скорее то, что вообще можно получить хоть какое-то представление о расстоянии до Солнца, чем то, что полученные оценки должны отличаться друг от друга, и что лучшие из них должны ошибаться в измеримой степени от истинного расстояния.

Сколь-нибудь полное объяснение того, как прохождения Венеры по диску Солнца используются в решении задачи определения расстояния до Солнца, было бы неуместным на этих страницах. Но, возможно, следующая иллюстрация может послужить достаточно, но просто, чтобы указать на качества двух ведущих методов использования прохождения. Представьте себе птицу, летящую по кругу вокруг удаленного шара таким образом, что, если смотреть из определенного окна (кругового окна, предположим), птица будет казаться пересекающей лицо шара один раз за каждый круг. Предположим, что, хотя расстояние до шара неизвестно, известно, что окно находится ровно в полтора раза дальше от шара, чем путь птицы, и что окно имеет ровно ярд в диаметре. Теперь, во-первых, предположим, что два наблюдателя следят за птицей, один (А) с крайней правой стороны, а другой (В) с крайней левой стороны окна, птица летит поперек справа налево. А видит, как птица начинает пересекать лицо шара раньше, чем В — скажем, они обнаруживают, что А видит это ровно на одну секунду раньше, чем В. Но поскольку глаз А и В находятся на расстоянии 3 футов друг от друга, а птица в две трети раза дальше от шара, чем окно, линия, пройденная птицей за этот интервал, конечно, составляет всего 2 фута в длину. Птица тогда пролетает 2 фута в секунду (это довольно медленно для птицы, но принцип объяснения от этого не страдает). Скажем, далее наблюдается, что он завершает круг ровно за десять минут или шестьсот секунд. Таким образом, вся длина круга составляет 1200 футов — откуда, согласно известному соотношению между окружностью и диаметром круга, следует, что диаметр пути птицы составляет около 382 футов, а его расстояние от центра шара — 191 фут. Так что расстояние шара от окна, известное как в полтора раза большее, составляет около 286,5 футов.

Если мы будем рассматривать шар как представляющий Солнце; окно известного размера как представляющее нашу Землю известных размеров; птицу, путешествующую по кругу в известный период и на расстоянии, чья пропорция к расстоянию окна известна, как представляющую Венеру, путешествующую в известный период вокруг Солнца и на расстоянии, имеющем известную пропорцию к земному; этот способ определения расстояния до удаленного шара иллюстрирует то, что называется методом Делиля определения расстояния до Солнца. Он требует, чтобы два наблюдателя, А и В, каждый сделал точную запись момента, когда птица, казалось, начала пересекать диск удаленного шара; и точно так же метод Делиля требует, чтобы два наблюдателя, широко разнесенные на Земле в направлении, почти параллельном тому, в котором движется Венера, сделали самую точную запись момента, когда Венера начинает пересекать лицо Солнца. Также, поскольку все, что я сказал о начале пересечения птицей лица удаленного шара, было бы одинаково применимо, если бы было сказано о конце ее кажущегося прохождения по этому диску, так и два наблюдателя, широко разнесенные на Земле, могут определить расстояние до Солнца, отметив конец ее прохождения вместо начала, если они подходящим образом расположены для этой цели. Окно нашей иллюстрации остается неизменным во время воображаемого полета птицы, но поскольку лицо Земли, обращенное к Солнцу (которое соответствует этому окну), все время меняется с вращением Земли, для наблюдения конца прохождения пришлось бы выбирать другую пару станций, чем те, что подошли бы для наблюдения начала.

Столько о методе, называемом методом Делиля. Другой в принципе столь же прост. В только что описанном воображаемом эксперименте мы предполагали двух наблюдателей у правой и левой сторон круглого окна. Представьте теперь, что они наблюдают за птицей с верха и низа окна, на расстоянии 3 футов друг от друга. Предположим, они отмечают, что два пути, вдоль которых, если смотреть из этих двух точек, птица кажется пересекающей лицо удаленного шара, лежат на расстоянии друг от друга, равном одной трети видимого диаметра шара. Теперь, поскольку птица находится в два раза дальше от шара, чем от окна, два пути на шаре обязательно лежат в два раза дальше друг от друга, чем две точки, из которых они видны — или они лежат на расстоянии 6 футов друг от друга. Диаметр шара, следовательно, составляет 18 футов. Зная таким образом, насколько он велик, и зная также, насколько большим он выглядит, наблюдатели знают, как далеко от них он находится. Так, в методе Галлея определения расстояния до Солнца путем наблюдения Венеры при прохождении, астрономы располагаются далеко на севере и далеко на юге на освещенной солнцем половине Земли, соответствующей окну воображаемого эксперимента. Венера соответствует птице. Наблюдатели отмечают, вдоль какого пути она движется по лицу Солнца. (То, что они частично определяют это, отмечая, сколько времени она находится в прохождении, ни в коем смысле не влияет на принцип метода.) Они таким образом узнают, что такая-то часть диаметра Солнца равна расстоянию, разделяющему их — возможно, около шести или семи тысяч миль — откуда известен диаметр Солнца. И поскольку мы знаем, насколько большим он выглядит, определяется его расстояние от Земли.

Особенность, отличающая этот метод от предыдущего, заключается в том, что у наблюдателей должна быть станция, откуда можно увидеть все прохождение; ибо практически место пути Венеры может быть установлено удовлетворительно только путем хронометрирования ее прохождения по диску Солнца, так что начало и конец должны быть наблюдаемы и очень тщательно хронометрированы. Это в некоторой степени недостаток; ибо во время прохождения, длящегося несколько часов, Земля значительно поворачивается вокруг своей оси, и лицо, обращенное к Солнцу в начале, таким образом, сильно отличается от лица, обращенного к Солнцу в конце прохождения. Часто бывает чрезвычайно трудно найти подходящие северные и южные станции, принадлежащие обеим этим сторонам Земли. С другой стороны, другой метод имеет свой особый недостаток. Чтобы эффективно применить его, наблюдатель должен знать точное время по Гринвичу (или любое другое выбранное стандартное время) на своей станции — или, другими словами, он должен точно знать, как далеко на восток или запад его станция находится от Гринвича (или какой-либо другой стандартной обсерватории). Ибо все наблюдения, сделанные этим методом, должны сравниваться друг с другом по какому-то абсолютному стандарту времени. В методе Галлея требуется только продолжительность прохождения, и это может быть определено так же легко часами, показывающими местное время (или, действительно, часами, заведенными за несколько минут до начала прохождения и показывающими совсем неверное время, лишь бы они шли с правильной скоростью), как и часами, показывающими время по Гринвичу, Парижу или Вашингтону. Часы не должны спешить или отставать в интервале. Но часы, которые заметно спешили бы или отставали за четыре или пять часов, были бы бесполезны для астронома; и любым часам, используемым для научных наблюдений, можно было бы безопасно доверять в течение интервала такой длины; тогда как часы, которым можно было бы доверять в сохранении истинного времени в течение нескольких дней, не так легко получить.

Нам не нужно рассматривать здесь происхождение заблуждения (под которым наш главный правительственный астроном находился некоторое время), что метод Делиля был единственно доступным во время прохождения 1874 года, метод Галлея, говоря его словами, «полностью провалился». Британские станции были выбраны, пока это заблуждение оставалось еще неисправленным. К счастью, южные станции подходили для обоих методов. Северные — нет: просто по той причине, что один набор был расположен так, что ночь начиналась вскоре после начала прохождения, которое только и можно было наблюдать; в то время как другой набор был расположен так, что ночь заканчивалась лишь за короткое время до окончания прохождения, так что можно было наблюдать только конец прохождения. Несомненно, когда упомянутая ошибка была четко осознана — как это было в начале 1873 года, — были бы приняты меры для исправления ее эффекта путем занятия некоторых подходящих северных станций для наблюдения всего прохождения, если бы Великобритания была единственной нацией, принимающей участие в работе. К счастью, однако, можно было доверить другим нациям занять северный регион, который так долго упускался из виду. Англия просто усилила южный наблюдательный корпус: это можно было сделать без каких-либо изменений, при которых правительственные астрономы, казалось бы, признали, что «кто-то совершил ошибку». Таким образом, дело было устроено — Америка, Россия и Германия заняли большое количество станций, прекрасно подходящих для применения метода, который, как предполагалось, «полностью провалился». Британские официальные астрономы, на которых, конечно, лежала ответственность за адекватное наблюдение прохождения (или, по крайней мере, за надлежащее использование денег, выделенных нацией для этой цели), в действительности сделали все, или почти все, что было необходимо, удвоив некоторые из южных наблюдательных групп и усилив все из них; ибо, несомненно, другие нации заняли подходящие северные станции в достаточно сильном составе.

Следует помнить, однако, при оценке вероятной ценности результата, который был выведен из британских наблюдений, что пока только часть этих наблюдений была эффективно обработана. Британские наблюдения начала прохождения на северных и южных станциях дают, при объединении, значение расстояния до Солнца. Британские наблюдения конца прохождения на других северных и южных станциях дают также, при объединении, значение расстояния до Солнца. И оба набора, объединенные, дают, конечно, среднее значение расстояния до Солнца, более вероятно, в целом, быть правильным, чем любое значение, взятое отдельно. Но британские наблюдения продолжительности прохождения, как они наблюдались с южных станций, сами по себе не дают никаких средств определения расстояния до Солнца. Они должны быть объединены с наблюдениями продолжительности прохождения, как они наблюдались с северных станций; и ни одна британская группа не была размещена там, где такие наблюдения могли быть получены. Значение, таким образом, этих конкретных британских южных наблюдений может быть выведено только тогда, когда проводится сравнение между ними и северными наблюдениями американских, немецких и русских астрономов.

Мы не должны, таким образом, падать духом, если результаты только британских операций не покажутся вполне удовлетворительными. Ибо может еще случиться, что та часть британских операций, которая имеет ценность только при объединении с работой других стран, окажется обладающей чрезвычайной ценностью. У нас были веские причины сомневаться заранее, можно ли получить результаты какой-либо большой ценности методом Делиля. Только потому, что метод Галлея, как предполагалось, полностью провалился, правительственные астрономы когда-либо думали об использовании этого метода, который опыт прежних прохождений научил нас рассматривать как имеющий очень малую ценность.

Можно спросить, однако, как мы должны сформировать мнение из результата расчетов, основанных на операциях Делиля во время последнего прохождения, является ли метод удовлетворительным или нет. Если до сих пор расстояние до Солнца не определено точно, результат, отличающийся от прежних результатов, может быть лучше любого из них, многие подумают; и поэтому метод, использованный для его получения, может быть более удовлетворительным, чем другие. Если, они могут рассуждать, мы полагаемся на определенный метод, чтобы измерить для нас определенное неизвестное расстояние, как мы можем вообще сказать по расстоянию, так определенному, является ли метод достоверным или нет?

Возможно, самый простой способ устранить эту трудность, а также в целом проиллюстрировать принципы, от которых зависит определение наиболее вероятного среднего значения множества различных оценок, заключается в рассмотрении хорошо знакомого многим случая, когда определяемой величиной является наиболее вероятное время суток. Предположим, что мы идем по маршруту, вдоль которого расположено несколько часов, причем время, показываемое нашими собственными часами, по тем или иным причинам вызывает сомнения. Мы обнаруживаем, например, что по сравнению с временем наших часов одни часы спешат на две минуты, следующие спешат на три минуты, третьи отстают на одну минуту и так далее, причем двое или трое часов спешат, пожалуй, минут на шесть или семь, а двое или трое отстают по сравнению с часами минут на три или четыре. Мы замечаем, однако, что столь значительные расхождения наблюдаются лишь у часов, предположительно не отличающихся высоким качеством — дешевых часов в небольших лавках, старых часов в зданиях, где ход времени явно мало кто замечает, и тому подобного. Исключая их из рассмотрения, мы находим другие часы, расхождение которых составляет от одной минуты или около того до четырех минут или около того относительно времени наших часов. Однако прежде чем выводить грубое среднее, мы принимаем во внимание, что некоторые из этих часов установлены в местах, где в целом предпочтительнее опережать время на минуту или две, чем опоздать хоть на секунду, — как, например, в банках, где может возникнуть необходимость отправить клерков так, чтобы наверняка успеть в определенные места (Клиринговую палату, Главпочтамт и т. д.) в заданные временные рамки. С другой стороны, мы замечаем, что другие такие часы находятся там, где лучше отстать на минуту или две, чем опередить время хоть на секунду, — например, на железнодорожных станциях, почтовых отделениях и т. д., где крайне важно предоставить публике время ровно до назначенного часа для выполнения какой-либо конкретной задачи. Справедливо учитывая подобные соображения, мы могли бы прийти к выводу, что наиболее вероятно истинное время лежит в пределах от полуминуты до начала и до двух с половиной минут после времени наших часов. И таким образом мы могли бы заключить, что в действительности истинное время на минуту или около того позже времени, показываемого нашими часами. Но если бы мы хорошо знали особенности различных часов вдоль нашего маршрута, мы могли бы определить время (точнее говоря, мы могли бы практически наверняка знать время) гораздо точнее. Мы могли бы, например, пройти мимо шести или семи витрин магазинов, где выставлены первоклассные образцы часового искусства, — в каждой витрине, возможно, по несколько превосходных часов с компенсированными маятниками и другими приспособлениями для обеспечения безупречной работы. Мы могли бы обнаружить, что в одном из таких магазинов все подобные часы показывают одинаковое время с точностью до двух-трех секунд; в следующем — все такие часы также согласуются inter se с точностью до двух-трех секунд, но их среднее значение, возможно, отличается от среднего в предыдущем магазине такого рода на семь-восемь секунд; и все шесть или семи магазинов, демонстрируя сходное согласие в отношении часов, выставленных в каждом из них по отдельности, согласуются друг с другом настолько тесно, что весь диапазон между их средними значениями укладывался бы в десять-двенадцать секунд. Если бы это наблюдалось, мы бы без колебаний полностью положились на эти особые наборы часов; и мы были бы уверены, что если мы возьмем среднее из всех их средних значений в качестве истинного времени (возможно, слегка изменив это среднее, чтобы придать должный вес известному превосходству того или иного часового магазина), то мы не ошибемся более чем на пять-шесть секунд, в то время как наиболее вероятно мы получим истинное время с точностью до двух-трех секунд.

До сих пор эта иллюстрация вполне соответствует тому, что делалось в течение примерно четверти века перед последним прохождением Венеры. Для уточнения значения, которое по многим причинам стало восприниматься с подозрением, применялось несколько различных методов определения расстояния до солнца. Было известно, что это значение — 95 365 000 миль — определенно слишком велико. Методы, использовавшиеся для его проверки, давали результаты в диапазоне примерно от 90 миллионов до примерно 96 миллионов миль. Но все методы, заслуживающие какого-либо реального доверия, давали результаты в пределах от 91 миллиона до 94 миллионов миль. Не вдаваясь в детали более глубоко, чем это уместно здесь, мы можем сразу перейти к тому, что специалисты в данном вопросе выделили семь методов определения расстояния, на которые следует полагаться в первую очередь. Из этих семи методов шесть — каждый из которых, разумеется, применялся множеством разных наблюдателей — были исчерпывающе рассмотрены профессором Ньюкомбом из Вашингтонской обсерватории, математиком, который, несомненно, уделял общей проблеме определения расстояния до солнца больше внимания, чем любой из ныне живущих астрономов. Эти шесть методов дают шесть различных результатов в диапазоне от примерно 92 250 000 миль до примерно 92 850 000 миль; однако, если придать должный вес тем из шести методов, которые несомненно являются лучшими, наиболее вероятное среднее значение оказывается равным примерно 92 350 000 миль. Седьмой метод, задуманный Леверье — астрономом, которому вместе с нашим Адамсом обязано открытие Нептуна, и примененный им так, как только он мог его применить (только он один обладал одновременно необходимым материалом и необходимым мастерством), дает значение в 92 250 000 миль. Отсюда можно с полным правом заключить, что среднее значение Ньюкомба, которое фактически было принято всеми американскими и континентальными астрономами, находится, безусловно, в пределах 600 000 миль, а наиболее вероятно — в пределах 300 000 миль от истинного среднего расстояния до солнца.

Но теперь, возвращаясь к нашему иллюстративному примеру, представим себе, что, пройдя мимо витрин шести или семи часовщиков, из показаний часов которых мы получили столь убедительные данные о вероятном часе, мы вспомнили о месте, где, судя по дошедшим до нас отзывам, можно получить еще более точное определение часа. Однако уже в пути мы узнаем от друга об определенных обстоятельствах, заставляющих предположить, что часы в указанном месте могут быть не столь точны, как мы предполагали. Тем не менее, упорствуя в своем намерении, мы прибываем на место и тщательно сравниваем показания различных находившихся там часов со временем, указанным нашими часами, скорректированным (предположим) в соответствии с результатами наших прежних наблюдений. Предположим теперь, что час, показываемый различными часами в этом месте, вместо того чтобы тесно согласовываться с выведенным нами ранее временем, отличается от него почти на пол-разве не очевидно, что, вместо того чтобы под воздействием этого результата корректировать нашу прежнюю оценку вероятного часа, мы сразу же заключили бы, что сомнения относительно правильности хода различных часов в данном месте были вполне обоснованы? Свидетельства других наборов часов уж точно не были бы опровергнуты показаниями последнего посещенного набора, даже если бы точность этих последних не подвергалась сомнению. Но если, как предполагалось, были приведены веские причины для сомнений в этом вопросе — например, то, что в последнее время надзор за часами прерывался, — мы бы ни минуты не сомневались в том, чтобы отвергнуть показания этих часов или по крайней мере рассматривать их лишь как подтверждение того, о чем мы догадывались и раньше, а именно, что на эти часы нельзя полагаться в отношении точного времени. Если же, кроме того, мы обнаружим не только то, что среднее значение различных показаний часов в этом последнем месте столь значительно отличается от времени, которое мы имели все основания считать почти точным, но и то, что различные часы здесь столь же сильно расходятся между собой, было бы абсурдно полагаться на их свидетельства. Само обстоятельство того, что разброс в их показаниях составлял полные полминуты, уже само по себе свидетельствовало бы о том, насколько они ненадежны, по крайней мере для любого, кто желает узнать время с высокой точностью. В сочетании с наблюдаемым расхождением между их средним временем и временем, полученным ранее, это обстоятельство доказывало бы неточность часов вне всяких сомнений.

Теперь представленный здесь мысленный пример очень точно соответствует обстоятельствам недавней попытки скорректировать нашу оценку расстояния до солнца методом Делиля. Наши правительственные астрономы сочли этот метод способным предоставить наилучшую возможность для уточнения по наблюдениям прохождения Венеры той оценки расстояния до солнца, которая была выведена Ньюкомбом и подтверждена Леверье. Пока их планы еще не были окончательно утверждены, причины для сомнений в этом выводе были указаны этим должностным лицам неофициальными астрономами, питавшими к ним самые дружеские чувства. Тем не менее, сохранив доверие к подвергнутому сомнению методу, они довели свое дело до конца, хотя, к счастью, предусмотрели меры, почти достаточные для использования другого метода. Теперь же, вместо того чтобы оценка расстояния до солнца, полученная из наблюдений по методу Делиля, тесно согласовывалась со средним значением Ньюкомба — около 92 350 000 миль, — она превышает это значение примерно на миллион миль. (Впрочем, см. примечание на последней странице этой статьи.) В зависимости от различных способов рассмотрения результатов, присланных его наблюдателями, главный официальный астроном получает среднее значение в диапазоне от примерно 93 300 000 миль до примерно 93 375 000 миль. Последняя из названных оценок кажется предпочтительной в целом; но если мы возьмем 93 350 000 миль, то, вероятно, дадим наиболее справедливое окончательное среднее значение. Однако мы видели, что результаты наблюдений семью различными методами дают значения в диапазоне всего от 92 250 000 до 92 850 000 миль, причем шесть лучших методов дают значения в диапазоне лишь от 92 250 000 до примерно 92 480 000 миль. Таким образом, новое значение лежит на 500 000 миль выше наибольшего и, по общему признанию, наименее надежного из семи результатов, на 870 000 миль выше второго по величине, на миллион миль выше среднего значения и на 1 100 000 миль выше наименьшего значения. Оно определенно превосходит на 500 000 миль наибольшее допустимое значение из тех семи проверенных методов, с которыми столь искусно, осторожно и кропотливо работали такие математики, как Ньюкомб и Леверье.

Можем ли мы сомневаться в выводе, который следует сделать из этого результата? Нам ни к чему хотя бы на минуту ставить под сомнение мастерство или усердие, с которыми британские наблюдательные группы выполняли свои операции. Нам также незачем сомневаться в том, что полученные результаты были исследованы с наибольшей тщательностью и осторожностью теми, кому была поручена работа по надзору и обработке данных. Нам даже не нужно ставить под сомнение целесообразность выделения столь значительной доли труда и средств на применение метода, который не пользовался особой благосклонностью у большинства опытных континентальных и американских астрономов и против которого возражали многие в Англии, включая некоторых даже среди официальных астрономов. Возможно, было хорошо, что этот метод получил одно честное и полное испытание. И несомненно, что все участники этой работы исполнили свой долг ревностно и искусно. Капитан Тупман, которому сэр Джордж Эйри, наш главный официальный астроном, поручил руководство вычислениями, получил — и вполне заслуженно — наивысшую похвалу от своего официального начальника за энергию и проницательность. Но вне всяких сомнений, примененный метод не выдержал испытания, которому его подвергли. Я не утверждаю, что в дальнейшем этот метод не сможет увенчаться успехом. Некоторые из условий, которые в настоящее время делают его ненадежным, таковы, что их можно ожидать изменить по мере совершенствования конструкции научных инструментов. Но пока данный метод определенно ненадежен.

К такому выводу можно было бы прийти с полным основанием из-за сильного расхождения между новым результатом и средним значением тех, что были получены ранее. Тем не менее, если бы все разнообразные наблюдения, выполненные британскими наблюдательными группами, хорошо согласовывались друг с другом, это обстоятельство, хотя оно вряд ли могло бы поколебать наш вывод по данному вопросу, все же вызвало бы определенное недоумение, поскольку само по себе оно как будто бы подразумевало надежность метода. К счастью, нас не тяготят столь противоречивые свидетельства. Указания на ненадежную природу метода, проистекающие из несоответствия между полученными им результатами и теми, что были выведены ранее, ничуть не менее ясны — сколь бы ясными и убедительными они ни были, — чем указания, порождаемые их несоответствием inter se. Расстояние, выведенное из северных и южных наблюдений начала прохождения, должно, разумеется, совпадать с расстоянием, выведенным из северных и южных наблюдений конца прохождения. Если бы оба набора наблюдений были абсолютно точны, согласие между результатами было бы точным. Расхождение между ними могло оказаться столь значительным только в результате какого-то серьезного несовершенства данного метода наблюдения прохождения. Но это расхождение весьма велико. Наблюдения начала прохождения, выполненные британскими группами, дают расстояние до солнца, превышающее на чуть более чем миллион миль расстояние, выведенное из наблюдений конца прохождения.

Я твердо убежден, что ни континентальные, ни американские астрономы не примут новую оценку расстояния до солнца, если только — чего, берусь предсказать, не случится — вся серия наблюдений прохождения не укажет на то же самое значение в качестве наиболее вероятного среднего. Даже в таком случае большинство астрономов, полагаю, сочтут скорее, что прохождения Венеры не предоставляют столь удовлетворительных средств для определения расстояния до солнца, как предполагалось. Общеизвестно, что такого мнения придерживался Леверье, вплоть до того, что он отказался поддержать авторитетом своего влияния предложения о крупных расходах Франции на экспедиции для наблюдения недавнего прохождения и приближающегося прохождения 1882 года.

Я сомневаюсь, что многие даже среди британских астрономов примут новое значение. Суперинтендант «Научного альманаха» уже высказался по этому поводу в выражениях, которые нельзя назвать благоприятными. «Общеизвестно, — говорит он (я цитирую, по крайней мере, статью, которая приписывается ему без каких-либо опровержений с его стороны), — что некоторые астрономы не ожидали значительного улучшения наших знаний о расстоянии до солнца по результатам наблюдений прохождения Венеры. Многие, мы можем себе представить, встретят с некоторым подозрением» столь великое значение, как 93 300 000 миль (я заменяю эти слова техническими выражениями, тождественными по своему реальному смыслу). «Тем не менее, какую бы степень сомнения ни питало компетентное руководство, среди тех в различных цивилизованных нациях, где поощряется наука, кто непосредственно отвечает за действия, очевидно, возникло ощущение, что нельзя позволить столь редкому явлению, как прохождение Венеры, пройти без того, чтобы не предпринять всех усилий для его использования».

Сэр Джордж Эйри, вполне естественно, придает результатам британских экспедиций — или, по крайней мере, той части работ, за которую он нес ответственность, — большее значение, чем склонны делать другие. В обращении к Астрономическому обществу он выразил мнение, что «представленные ныне результаты вполне заслуживают величайшего доверия... Принимая во внимание, что число наблюдателей составляло восемнадцать человек и что они выполнили пятьдесят четыре наблюдения, а также учитывая степень их подготовки, усердие и чрезвычайную заботу, проявленную при выборе станций, я думаю, — сказал он, — что ничто не сможет конкурировать с выведенным значением». Это, как я уже сказал, вполне естественная его точка зрения; и хотя обычно оценивать результаты присланных работ подобает скорее нанимателям, а не исполнителям, мы все же не можем возражать против его справедливой и щедрой похвалы в адрес тех, кто трудился под его началом.

Тем не менее, нельзя забывать, что в прежнем случае, когда была выражена столь же полная удовлетворенность результатом несколько менее дорогостоящего, но все же кропотливого и сложного эксперимента, научный мир не принял (и впоследствии окончательно отверг) столь уверенно выдвинутый вывод. Я имею в виду знаменитый эксперимент в Хартونской шахте по определению массы Земли. Этот случай настолько близок по аналогии к тому, с которым мы имеем дело, что краткое описание его главных особенностей будет поучительным. Маскелайн, в прошлом главный правительственный астроном нашей страны, на основе наблюдений за эффектом массы горы Шехаллиен на отклонение отвеса пришел к выводу, что плотность Земли в пять раз превышает плотность воды. Бугер по наблюдениям на Чимборасо и полковник Джеймс по наблюдениям на Артурс-Сите вывели весьма схожие результаты. Из маятниковых наблюдений на высоких горах Карлини и Плана получили плотность Земли, почти точно такую же. Кавендиш, Райх и наш соотечественник Фрэнсис Бейли взвесили Землю относительно двух больших свинцовых шаров методом, обычно известным как эксперимент Кавендиша, но на самом деле изобретенным Мичеллом. Эти эксперименты хорошо согласовывались друг с другом, определяя плотность Земли примерно в 5½ раз больше плотности воды, или давая Земле массу, эквивалентную той, которая содержалась бы в 6 000 квадриллионах тонн. Теперь же из экспериментов в Хартونской шахте 1854 года, в которых вес Земли оценивался путем сравнения колебаний маятника у устья шахты с колебаниями аналогичного маятника на глубине около 1260 футов, следовало, что плотность Земли более чем в 6½ раз превышает плотность воды, что соответствует увеличению нашей оценки массы Земли почти на 1 100 квадриллионов тонн, или более чем на одну шестую часть всей массы, полученной из наиболее заслуживающих доверия прежних измерений. Сэр Д. Эйри считал, что «этот результат сможет конкурировать на по меньшей мере равных условиях с результатами, полученными другими методами»; однако прошло почти четверть века, в течение которого ни один компетентный астроном не принял это мнение и даже не предложил какого-либо изменения прежней средней оценки массы Земли из-за неожиданно большого значения, выведенного из эксперимента в Харитоне.

Мне представляется вероятным, что аналогичная участь постигнет и последнее измерение расстояния до солнца. Но, к счастью, дело не ограничится лишь уже выполненными измерениями. В течение ближайших нескольких лет будет сделано множество новых измерений методами, которые уже прошли проверку и не были признаны несостоятельными (в отличие от метода прохождения Делиля). Недавнее близкое сближение планеты Марс не было упущено без серии наблюдений, специально направленных на определение расстояния до солнца; и мы знаем, что наблюдения Марса принадлежат к числу наиболее выгодных средств, доступных для решения этой сложной проблемы. Действительно, именно по таким наблюдениям два века назад были получены первые действительно надежные измерения расстояния до солнца. Малые планеты, обращающиеся сотнями между орбитами Марса и Юпитера, также были привлечены к службе. И теперь их известно настолько много, что едва ли проходит месяц, чтобы та или иная из них не оказалась в благоприятном положении для целей измерения расстояний. Этому также весьма способствует их звездоподобный вид дисков.

Наиболее вероятный вывод относительно результатов, полученных британской экспедицией, заключается в том, что их главная ценность кроется в свидетельстве, которое они предоставляют в отношении метода наблюдения Делиля. Они как будто демонстрируют то, что ранее лишь предполагалось (хотя и с Considerable confidence некоторыми астрономами), а именно, что на этот метод нельзя полагаться для уточнения нашей оценки расстояния до солнца. Во время прохождения 1882 года, которое, кстати, будет видно в нашей стране, можно не сомневаться, что будут применены другие и более удовлетворительные методы наблюдений.

Прежде чем завершить, было бы неплохо высказать несколько замечаний по поводу некоторых заблуждений, которые, судя по всему, существуют в отношении, во-первых, уместности, и во-вторых, желательности комментариев по поводу мероприятий, принятых правительственными астрономами для использования конкретных астрономических явлений, а также по поводу ценности результатов, которые могут быть получены с помощью таких мероприятий. Многим кажется, что астрономические вопросы в некотором роде подобны военным или военно-морским маневрам, которые могут продуктивно обсуждаться только теми, кто «находится в подчинении, имея (также) под своим началом солдат», — иными словами, правительственными астрономами. Было бы весьма прискорбно для науки, если бы это было так, поскольку в таком случае лица, несущие главную ответственность за выбор методов и надзор за операциями, оказались бы совершенно свободны от любой возможности критики. Никто из находящихся в их подчинении вряд ли стал бы отзываться неблагоприятно об их планах. А никто из обладающих более высоким общим авторитетом вряд ли обладал бы достаточными знаниями в астрономии, чтобы составить суждение — будь то об эффективности принятых в том или ином случае мер или о значимости полученных результатов. В делах военных разум применяемой стратегии до некоторой степени проверяется результатами, которые доступны пониманию каждого, поскольку они напрямую затрагивают благосостояние нации. Более того, в этих случаях существуют особые причины, почему, во-первых, должна существовать полная система подчинения, и почему, во-вторых, немногие должны предпринимать изучение этой науки, если только они не собираются принять участие в ее практическом применении и потому подчиняться ее дисциплинарной системе. Но совсем иначе обстоит дело с наукой астрономией. Нации требуется, главным образом для регулирования ее торговли, некоторое число подготовленных астрономов для систематического выполнения наблюдений определенного класса — наблюдений, которые в основном имеют едва ли более близкое отношение к реальной живой науке астрономии, чем геодезическая съемка к той геологии, которую преподавал Лайелл, или торговля костями к науке анатомии. Звезды своим суточным движением образуют совершеннейшие измерители времени, поэтому их положение должно постоянно фиксироваться подготовленными наблюдателями. Солнце и луна являются наиболее эффективными указателями времени для моряков, и поэтому их движения должны отмечаться с наибольшей тщательностью. Наш «Научный альманах» фактически воплощает тот род астрономических материалов, для сбора и упорядочения которых наняты правительственные астрономы. Подобную работу скорее можно назвать небесной съемкой, чем астрономией. Но со времен Флемстида, первого из наших королевских астрономов (как технически именуется главный правительственный астроном), современник которого Ньютон открыл великий закон вселенной, до времен Маскелайна и сэра Дж. Эйри, чьи современники, старший и младший Гершели, раскрыли строение вселенной, всегда существовали астрономы вне рядов официальной астрономии, вовсе не желавшие вступать в эти ряды и с самого начала изучения науки шедшие таким путем, который исключал для них любую возможность взятия на себя каких-либо официальных обязанностей в астрономии. «Не их собственная воля» (Non sua se voluntas), по необходимости, «а условия их жизни преградили им этот путь к славе, который всегда был наиболее открыт для каждого лучшего человека» (sed suæ vitæ rationes, hoc aditu laudis, qui semper optimo cuique maxime patuit, prohibuerunt): хотя, поистине, можно без преувеличения сказать, что для того, кто постигает истинное величие астрономия как науки, рутина официальной астрономии отнюдь не привлекательна, и личные вкусы, вероятно, сыграли большую роль в выборе такими людьми более притягательных разделов астрономии. Как бы то ни было, несомненно, что астрономы, остающиеся таким образом вне официальных рядов, не только свободны и могут быть вполне компетентны выражать мнение о мероприятиях, предпринятых правительственными астрономами, или о полученных ими результатах, но в качестве единственных членов общества, которые одновременно свободны и способны сделать это, их право говорить часто может влечь за собой в некоторой степени обязанность высказываться. Если из-за какой-либо ошибки будут предложены неверные мероприятия, например — а все люди, даже чиновники (Герберт Спенсер говорит, особенно чиновники), склонны совершать ошибки, — то, если только неофициальные астрономы, внимательно изучившие этот вопрос, не выразят своих сомнений, несомненно, не останется никакой возможности исправить ошибку или даже обнаружить ее последствия до тех пор, пока не пройдет много лет. Ведущие официальные астрономы в таком случае были бы склонны — да они и без того достаточно склонны — поддерживать друг друга: руководитель в одном ведомстве хвалит усердие и энергию руководителя в другом ведомстве, тот, в свою очередь, хвалит трудолюбие и способности первого и так далее, тогда как подчиненные всех рангов могут быть склонны либо соблюдать благоразумное молчание, либо по крайней мере избегать любых высказываний, которые поставили бы под угрозу их положение. С одной стороны, можно до некоторой степени поставить под сомнение, было ли бы уместно, чтобы дисциплина нарушалась настолько, чтобы подчиненный обладал глазами, способными видеть, или ушами, способными слышать, или мыслями, способными замечать какую-либо ошибку со стороны своего должностного начальника. А с другой стороны, те, кто мало или ничего не знает об астрономии, разумеется, не могут составить никакого мнения об астрономических вопросах, сколь бы высокими ни были их полномочия вне научных дел. Утверждать же, что для неофициальных астрономов является либо неприличным, либо нежелательным комментировать планы или результаты астрономов, нанятых и оплачиваемых нацией, фактически равносильно утверждению, что работа этих получающих жалование астрономов вообще не должна подвергаться никакой проверке — вывод очевидно абсурдный.

ПРИМЕЧАНИЯ:

[7] Следующие строки взяты из моего письма, которое появилось в газете «Таймс» 13 апреля, спустя некоторое время после написания настоящей статьи:

«Несколько месяцев назад я говорил на этих страницах, что определение расстояния до солнца, тогда недавно переданное в Парламент — а именно 93 375 000 миль, — было, вероятно, примерно на 800 000 миль преувеличенно; и я говорил о методе, на котором основывалось это определение, как о до некоторой степени дискредитированном широким диапазоном различий как между этим результатом и средним значением лучших прежних измерений, так и между несколькими результатами, средним арифметическим которых являлся сам этот результат. Капитан Тупман, столь же прямой, сколь и искусный и ревностный, объявляет в результате повторного рассмотрения британских наблюдений расстояние примерно на 600 000 миль меньше указанного выше, или, точнее, около 92 790 000 миль в качестве среднего расстояния до солнца. Но в то время как из наблюдений входа он получает среднее расстояние всего в 92 300 000 миль, из наблюдений выхода он получает среднее расстояние около 93 040 000 миль; и значение в 92 790 000 миль получается лишь как среднее этих двух значений с учетом их весов, причем наблюдения выхода более удовлетворительны, чем наблюдения входа. Мне кажется, что сомнения, выражавшиеся мной ранее в отношении надежности примененного метода, до некоторой степени оправдались.

Для широкой публики интереснее будет осведомиться, каково же, вероятно, истинное среднее расстояние до солнца. На это можно ответить, что по всей вероятности среднее расстояние до солнца не лежит даже в пределах 600 000 миль в ту или другую сторону от значения 92 300 000 миль» (должно быть 92 400 000).

ПРОШЛАЯ ИСТОРИЯ НАШЕЙ ЛУНЫ.

Луна, обычно рассматриваемая как простой спутник Земли, по сути своей является планетой, наименьшим членом того семейства из пяти тел, обращающихся внутри зоны астероидов, которым астрономы дали название планет земной группы. Не может быть никаких сомнений в том, что это истинное положение Луны в Солнечной системе. Фактически традицию рассматривать ее как обычное сопровождающее лицо нашей Земли можно считать последним пережитком старой астрономии, в которой Земля фигурировала как неподвижный центр вселенной и тело, ради которого были созданы все небесные сферы. С этой точки зрения Луна также представляет собой гораздо более интересный объект для исследования, чем если рассматривать ее как принадлежащую к иному и низшему порядку. Мы способны распознать в ней внешние проявления, вероятно проистекающие из относительной малости ее размеров, и тем самым почерпнуть вероятные сведения о состоянии других тел Солнечной системы, которые уступают Земле по размеру. Точно так же, как изучение планет-гигантов, Юпитера и Сатурна, привело астрономов к выводу, что определенные особенности должны проистекать из огромных размеров, изучение карликовых планет — Марса, нашей Луны и Меркурия — может указать на те взаимосвязи, которые нам следует связывать с меньшим размером.

Эта мысль немедленно подводит нас к другой концепции, которая заставляет нас с еще большим интересом рассматривать свидетельства, предоставляемые нынешним состоянием Луны. Едва ли можно подвергать сомнению то, что размер любого члена Солнечной системы, или, вернее, количество материи в его сфере, определяет, так сказать, продолжительность существования этой сферы или, точнее, различных этапов этого существования. Более компактное тело должно остывать быстрее более крупного, и поэтому различные периоды, в течение которых первое пригодно для той или иной цели планетарной жизни (я говорю здесь с умышленной неопределенностью), короче соответствующих периодов в жизни последнего. Таким образом, Солнце, рассматриваемое в таком ключе, является самым молодым членом Солнечной системы, в то время как крошечные представители семейств астероидов, если и не являются самыми древними в действительности, то суть древнейшие из тех, с которыми нас познакомил телескоп. Юпитер и Сатурн следуют за Солнцем по степени молодости; они все еще проходят через самые ранние стадии планетарного существования, даже если нам не следует скорее принимать ту теорию их состояния, которая рассматривает их как подчиненные солнца, помогающие центральному светилу поддерживать жизнь на обращающихся вокруг них спутниках. Уран и Нептун находятся на более поздней стадии, и, возможно, когда будут построены телескопы, достаточно крупные для изучения этих планет с пользой, мы узнаем кое-что об этой стадии, интересной тем, что она промежуточна по отношению к этапам, через которые в настоящее время проходят наши Земля и Венера, с одной стороны, и планеты-гиганты Юпитер и Сатурн — с другой. После Земли и Венеры, которые находятся примерно на одной стадии планетарного развития (хотя из-за различий в своем положении они могут быть не одинаково приспособлены для поддержания жизни), мы подходим к Марсу и Меркурию, оба из которых должны рассматриваться как, по всей вероятности, гораздо более продвинутые и в некотором смысле более стареющие, чем Земля, на которой мы живем. В схожем смысле — подобно тому как поденка кажется более старой после нескольких часов существования, чем человек после стольких же лет, — малую планету, которую мы называем «нашей Луной», можно охарактеризовать как находящуюся в самом одряхлении планетарного существования, более того (некоторые предпочитают думать так), даже как абсолютно мертвую, хотя ее безжизненное тело продолжает продвигаться по привычной орбите и подчиняться закону всемирного тяготения.