быть опубликованы только при условии внесения в них дюжины изменений.) В 1632 году Галилей предстал перед судом инквизиции в Риме и по его решению был до конца жизни помещен под домашний арест (хотя и продолжал получать от архиепископа Сиены финансовую поддержку). Публиковать свои сочинения в Италии ученому было строго запрещено, и потому труды Галилея выходили в других европейских странах.

Галилей был хорошим популяризатором и оратором и понимал, как сделать так, чтобы о результатах его исследований узнали не только эксперты. При этом, однако, он зачастую пренебрегал упоминаниями работ других ученых. Сегодня существует множество легенд о Галилее, но не все они выдерживают тщательную историческую проверку. Скорее, эти повествования свидетельствуют о нынешнем восприятии его личности и о времени, в котором жил Галилей[31].

Целых два столетия миновали после Кеплера и Галилея, прежде чем были исчерпаны последние научные аргументы против этой новой модели. Однако ее переосмысление началось уже давно.

Глядя из сегодняшнего дня, я думаю, что достижения Иоганна Кеплера являются более важными. Кеплер, этот превосходный математик, по своей натуре был противоположностью Галилея: небольшого роста, болезненный, он всю жизнь сомневался в себе. Его вечно преследовали несчастья. (Мать Кеплера обвинил в ведьмовстве сам губернатор [фогт] Леонберга [32]. Ученому никогда не везло с женщинами, и после смерти жены ему нелегко было найти новую спутницу жизни.) Но сегодня три закона Кеплера составляют основу небесной механики. Именно с их помощью вычисляют массу звезд, и именно из них следует существование темной материи. Когда я читаю лекции о черных дырах, то всегда начинаю с напоминания закона Кеплера, описывающего движение планет вокруг Солнца. Материя движется вокруг черной дыры почти так же, только гораздо быстрее.

На основании законов Кеплера английскому теологу и ученому-энциклопедисту Исааку Ньютону[33] полвека спустя удалось не только построить классическую механику, но и с помощью выведенных Кеплером законов гравитации объяснить ее действие на Земле, на орбите Луны и при движении планет вокруг Солнца.

В модели Ньютона гравитация – универсальная дальнодействующая сила, которая обеспечивает притяжение массивных тел друг к другу независимо от их состава. Сила действует тем слабее, чем дальше друг от друга находятся тела, но она никогда полностью не исчезает. Ньютоновская сила тяготения одинаково действует на все тела во всей Вселенной – то есть на планеты она действует так же, как и на падающие на землю яблоки. Сила тяготения вызывает все океанские приливы вообще и весенние приливы в полнолуние в частности. Благодаря Ньютону в Солнечной системе было объяснено почти все. Но – только почти.

Венера, богиня любви, и масштабная линейка Вселенной

Важнейшие вопросы астрономии, то есть размер Вселенной и расстояние между Землей и звездами, долгое время оставались без ответа. Если Земля обращается вокруг Солнца, не означает ли это, что положение звезд на небе должно меняться?

Кажущееся смещение положения звезд называется параллаксом и возникает при наблюдении за звездой с двух позиций, расположенных далеко друг от друга. Любой может самостоятельно проверить этот эффект: вытяните руку прямо перед собой, поднимите вверх большой палец и посмотрите на него, закрыв сначала один глаз, а затем другой. Взгляд на большой палец с этих немного разных позиций заставляет нас думать, будто он двигается из стороны в сторону. Чем ближе палец к нашему лицу, тем больше становится кажущееся его (пальца) смещение. Когда же мы смотрим на удаленный от нас объект обоими глазами, мы способны воспринять глубину и таким образом оценить расстояние до него.

Тот же эффект параллакса, который мы наблюдаем в малом масштабе при рассмотрении предметов поочередно двумя глазами, может использоваться и при обращении Земли вокруг Солнца. Если я измерю положение звезды один раз летом, когда Земля находится в крайне левом положении от Солнца, а затем зимой, когда она в крайне правом положении, то звезды – в зависимости от того, насколько далеко они от Земли, – также должны сместиться вправо или влево на разные расстояния. Но ни Кеплер, ни Коперник ничего подобного не замечали. Либо их модели были неточными, либо звезды должны были находиться так далеко, что смещение было минимальным и едва заметным. Насколько далеко они располагаются и, следовательно, каков размер видимой Вселенной, зависит от точного расстояния между Землей и Солнцем. Определение этого расстояния стало одной из самых важных задач астрономии. Для решения проблемы потребовалась координация действий астрономов всего мира, что положило начало глобальному соревнованию.

И первым “объектом желания” ученых стала Венера, названная в честь римской богини любви и красоты. На самом деле наша небесная соседка очень горяча и не слишком привлекательна. Окажись мы там, нас бы расплющило давление окружающей ее плотной атмосферы из парниковых газов: на поверхности Венеры давление такое же, как на глубине более 900 метров под водой на Земле. Кроме того, там жарко, как в печи.

Но Венера оказала неоценимую услугу современной астрономии. С помощью этой планеты удалось измерить точное расстояние между Солнцем и Землей (это расстояние стало называться астрономической единицей [а.е.]), а вместе с ним размер Солнечной системы и даже всей Вселенной. Для этого исследователям пришлось измерить параллакс при так называемом транзите Венеры – коротком промежутке времени, за который Венера проходит прямо перед Солнцем. Это событие похоже на солнечное затмение, только в меньших масштабах, и заметить его могут лишь опытные астрономы, вооруженные телескопом.

В то время как Луна из‐за своей близости к Земле иногда практически полностью закрывает Солнце, гораздо более далекая Венера этого сделать не может. Когда эта планета в течение нескольких часов проплывает мимо ярко-золотого Солнца, можно наблюдать только еле различимое пятно. Долгое время мы, люди, вообще не замечали этих повторяющихся событий.

Иоганн Кеплер еще в XVII веке предсказал транзиты Венеры и Меркурия – двух планет, расположенных между Землей и Солнцем. Однако он не дожил до подтверждения своих предсказаний: следующее прохождение Венеры по диску Солнца, которое он мог бы наблюдать, произошло в 1631 году, когда Кеплер уже умер.

Путь, по которому черный диск Венеры движется по диску Солнца, зависит от места наблюдения на Земле и от расстояния до Солнца. Чем дальше на юг переместится наблюдатель, тем выше на солнечном диске он увидит движущуюся тень, потому что угол, под которым он на нее смотрит, изменится. Измерив время, которое потребовалось Венере для ее транзита, наблюдаемого из разных точек Земли, можно, используя метод параллакса и третий закон Кеплера, рассчитать расстояние между Солнцем и Землей. Идея сама по себе блестящая, если бы не одна загвоздка: