Орбита Седны озадачила астрономов. Даже объекты пояса Койпера, достаточно удаленные от планет-гигантов, движутся по почти круговым орбитам. Что же заставило еще более далекую Седну лететь по столь вытянутому эллипсу? Такая орбита может быть результатом либо рассеяния на еще не открытой далекой трансплутоновой планете, либо возмущения со стороны прошедшей предельно близко звезды, либо, наконец, образования Солнечной системы в тесном звездном скоплении, где соседние звезды сильно влияли друг на друга и на окружающие их планеты.
Большие объекты за орбитой Нептуна теперь обнаруживаются регулярно. Крупнейшим среди них на середину 2010 г. является планета-карлик Эрида (136199 Eris), открытая в январе 2005 г. на снимках, полученных 21 октября 2003 г. (поэтому ее предварительное обозначение было 2003 UB313). Диаметр Эриды, измеренный разными методами, – от 2300 до 2600 км. Скорее всего, она превосходит Плутон по размеру и наверняка превосходит его по массе. Именно открытие Эриды подвигло астрономов пересмотреть классификацию планет и выделить в особый тип карликовых планет объекты, подобные Плутону и Эриде.
Не исключено (хотя и маловероятно), что в поясе Койпера или за его пределами найдется действительно крупная планета, калибра Урана и Нептуна. Вполне возможно, что она существует, но расположена так далеко, что наши телескопы пока не могут до нее «дотянуться». Требуются новые, более мощные инструменты, ведь окраины Солнечной системы очень плохо освещены Солнцем.
Но вот недавно астрономов посетила мысль: а не попробовать ли поискать неизвестную планету прямо «под фонарем» – в непосредственной близости от Солнца? Странная, на первый взгляд, идея: казалось бы, рядом с Солнцем трудно не заметить даже крохотное тело. Но это не совсем так. Ближе Земли к Солнцу движутся две давно известные планеты – Венера и Меркурий. Венеру, разумеется, видел каждый: это знаменитая утренняя (она же вечерняя) звезда. А многим ли из нас удалось хотя бы раз увидеть Меркурий? Он так ловко скрывается в солнечных лучах, что даже опытные наблюдатели обнаруживают его только «по наводке», сверившись с прогнозом астрономического календаря. (Говорят, Николай Коперник жаловался друзьям, что, создав новую «систему мира», он сам так ни разу и не видел Меркурий.) Поэтому вполне резонно спросить: а вдруг существует еще одна планета, более близкая к Солнцу, чем Меркурий? В слепящих лучах Солнца она могла бы оставаться незамеченной! Хотя эта мысль время от времени посещает астрономов уже около двух столетий, недавно они в очередной раз решили организовать поиски неизвестной «интрамеркурианской» планеты. А началась эта история еще в XIX в.
Вулкан – возмутитель Меркурия
Блестяще предсказав существование Нептуна, Урбен Леверье после триумфального открытия новой планеты продолжал глубокие теоретические исследования. Он мечтал с максимальной точностью на основе теории Ньютона вычислить наблюдаемые движения всех членов Солнечной системы. И ему это почти удалось: уравнениям Ньютона строго подчинялось движение всех планет, кроме одной: Меркурий не желал двигаться по расписанию. А поскольку «станции» на его пути – моменты касания солнечного диска в эпохи прохождения по нему – астрономы фиксировали очень точно, аномалия требовала объяснения.
С 1843 по 1859 гг. Леверье упорно работает над теорией движения Меркурия, пытаясь учесть влияние на него всех остальных планет. Наиболее сильно на движение Меркурия влияют близкие к нему Венера и Земля, а также далекий, но массивный Юпитер. Но Леверье не ограничивается этим: он учитывает влияние всех известных планет…
Тщетно. Притяжением планет удается объяснить 90 % наблюдаемого смещения орбиты Меркурия, но оставшиеся 10 % упорно не вписываются в рамки Ньютоновой физики. Ось эллиптической орбиты Меркурия поворачивается на лишние 38″ в столетие – безумно маленькая величина, но она не дает покоя не только Леверье, но и другим ученым. В чем же причина расхождения?
Рис. 4.20. Эллиптическая орбита Меркурия постоянно поворачивается в своей плоскости. На рисунке вытянутость орбиты и скорость ее вращения значительно усилены для наглядности.
Поскольку в уравнениях теории возмущений Леверье ошибок не обнаруживалось, требовалось проверить точность входных данных: верны ли были принятые для вычислений массы планет?
Как в те годы, так и сегодня астрономы «взвешивают» планеты косвенным методом, рассматривая их гравитационное влияние на движение других тел. Чем ближе пробное тело к планете, тем заметнее это влияние и, соответственно, точнее измеряется масса планеты. Подарком судьбы считается наличие у планеты спутников: их движение целиком определяется массой самой планеты. Желательно также, чтобы эти спутники были небольшими: тогда их собственная масса не входит в уравнения. Именно это характерно для планет-гигантов: все они окружены относительно мелкими спутниками, что позволяет точно измерять их массы.
У Марса и у Земли также есть свои спутники. Но для работы Леверье спутники Марса не пригодились: Фобос и Деймос были открыты слишком поздно – в год смерти ученого. Впрочем, Леверье неплохо обошелся и без них: подбирая значение марсианской массы так, чтобы вычисленное движение всех планет наилучшим образом согласовывалось с наблюдаемым, он ошибся в определении массы Марса всего на 3 %. Правда, поскольку Марс очень мал и далек от Меркурия, неточные данные о его массе практически не могли исказить результаты расчета. Более важна масса Земли, но измерить ее помогает присутствие Луны (хотя тут есть проблемы, связанные с большой массой Луны и сильным влиянием на нее Солнца). К сожалению, важнейшие объекты этой задачи – Венера и сам Меркурий – вообще не имеют спутников. Это стало для Леверье главной проблемой. Особенно точно требовалось знать массу основного возмутителя Меркурия – Венеры. Если бы у Венеры был спутник, вопрос решился бы сам собой.
История поисков спутника Венеры кратко изложена в «Космографии» Ф. Тиссерана и А. Андуайе (СПб.: Брокгауз и Ефрон, 1908, с. 334–335). На рубеже XIX и XX вв. эта проблема все еще была важна для небесной механики, что видно из рассказа французских ученых: «В течение довольно долгого времени астрономы могли думать, что существует спутник Венеры, но теперь эта иллюзия окончательно исчезла. Ввиду современности вопроса мы позволим себе дать понятие о том, как он возник и как был решен в отрицательном смысле одним астрономом в Брюсселе, Стробантом. Спутник Венеры в первый раз был указан астрономом Фонтана в Неаполе в 1645 г., был наблюдаем Кассини в Париже в 1672 и 1686 гг., Шортом в Лондоне в 1740 г., А. Мейером в Грейфсвальде в 1759 г., Лагранжем в Марселе; Монтенем в Лиможе и Редикером в Копенгагене в 1761 г., Монбарроном в Оксерре в 1764 г., Горребовом в 1768 г.
Ламберт пытался в 1777 г. изобразить все наблюдения [предполагаемого спутника] эллиптической орбитой, которую, однако, можно отбросить без всяких сомнений, потому что из нее следовало бы для массы Венеры значение, большее принятого в 10 раз. Существование спутника было уже весьма сомнительно вследствие того, что никто его не видел, начиная с 1768 г.: ни В. Гершель, ни Ласселл, ни А. Холл, которые, однако, открыли весьма малые спутники Сатурна, Урана, Нептуна и Марса.
Вместе с тем не известно наверное, что именно видели различные наблюдатели. Известно уже было, что во время одного из наблюдений Редикера в 1764 г. Уран отстоял от Венеры всего на 16 минут. Весьма вероятно, что этот астроном принял его за спутника Венеры и упустил, таким образом, хороший случай открыть Уран 17-ю годами раньше Гершеля.
Стробанту удалось показать, что во многих случаях за спутник Венеры принимали звезды более или менее яркие, находящиеся очень близко от Венеры, а именно это случилось у Редикера 4, 7 и 12 августа 1761 года; три звезды 5-ой, 4-ой и 7-ой величины находились в тех положениях, которые были указаны для предполагаемого спутника. Точно так же Шорт и Горребов в 1740 и 1768 годах видели близ Венеры две звезды 8-ой и 4-ой величины. Совершенно достоверно, что большая часть наблюдений предполагаемого спутника объясняется весьма естественно присутствием довольно ярких звезд в соседстве с планетою…