Критическое исследование хронологии древнего мира. Античность. Том 1

Солнечные затмения

Солнечное затмение наступает, когда наблюдатель оказывается в конусе тени Луны. Если Луна полностью закрывает солнечный диск, на Земле наступает темнота и становятся видными звезды. Такое затмение называется полным. Его продолжительность — не более 8 минут в экваториальной зоне и не более 6 минут в средней зоне,

Тень Луны движется по Земле со скоростью 110 м/сек., прочерчивая узкую полосу. Ширина этой полосы не превышает 4°. Полоса полной тени окаймлена полосой полутени, ширина которой в одну сторону oт середины полосы полной тени (оси затмения) около 30° в средней зоне и около 15° в экваториальной зоне. Наблюдатель в этой зоне видит солнечный диск лишь частично закрытым Луной. Такое затмение называется частным. Максимальная степень покрытия диска Солнца луной называется глубиной затмения, или фазой, фаза оценивается в баллах ?, которые вычисляются по формуле

? = 12 ?

где ? — отношение части диаметра, покрытой тенью, ко всему диаметру. Полное затмение имеет фазу в 12 баллов. Солнечное затмение фиксируется глазом как потемнение, начиная с фазы 3—4 балла, фазы лунного затмения вычисляются несколько по–другому: к фазе в 12 баллов полного затмения прибавляется слагаемое, пропорциональное длительности затмения. В результате фаза лунного затмения может достигать 22,7 балла.

Бывают случаи, когда конус полной тени Луны не достигает Земли. В этом случае возможно так называемое кольцеобразное затмение Солнца. При кольцеобразном затмении, как и при любом частном, звезды не видны.

Солнечное затмение возможно только в новолуние. Однако не каждое новолуние сопровождается солнечным затмением, потому что из–за наклонения лунной орбиты к эклиптике (плоскости орбиты Земли) Земля может проскользнуть мимо конуса лунной тени. Поэтому в каждом году на Земле бывает только от двух до семи солнечных затмений. Каждая местность на Земле получает в среднем одно солнечное затмение с фазой не меньшей 6 баллов на протяжении 10— 20 лет до или после любой даты.

 

Предсказания затмений

Предсказание солнечных затмений очень затруднено сложностью движения Луны, на которое, кроме Солнца и Земли, влияет притяжение других планет (скажем, Юпитера). Можно пытаться предсказывать затмения по саросу, в течение которого происходит около 43 затмений Солнца (15 частных, 14 кольцеобразных, 2 т.н. кольцеобразно–полных и 12 полных). Однако эти затмения, разделенные саросом, происходят, вообще говоря, в различных областях Земли, и потому предсказание для данного места оправдывается в среднем в одном случае из четырехсот (т.е. вероятность правильного предсказания равна 1/400) (см. [4]. стр. 415).

Теоретически лучшие результаты должен давать так называемый тройной сарос, длительностью в 54 года. Однако вероятность предсказаний с его помощью равна лишь 1/99, и потому практически он тоже неприменим. К тому же эмпирически тройной сарос может быть обнаружен только из наблюдений солнечных затмений. Ввиду его относительной длительности и малой повторяемости разделенных тройным саросом солнечных затмений, это обнаружение требует столь длительных и столь систематических наблюдений (не говоря уже о трудностях их математической обработки, необходимой для выявления ранее неизвестной периодичности), что всерьез говорить о его возможном употреблении в древности не приходится. Более или менее надежное предсказание солнечных затмений возможно только на базе достаточно продвинутой теории движения Луны, учитывающей хотя бы основные его неравенства. Поэтому немудрено, что даже через сто лет после Коперника солнечных затмений предсказывать еще фактически не умели. Следовательно, мы должны с большим скептицизмом относиться ко всем сообщениям о предсказаниях солнечных затмений до новою времени. Почти наверняка такие сообщения являются либо чистыми фантазиями, имеющими целью выдать желаемое за действительное, либо позднейшими апокрифами.

Это соображение очень важно, и мы обращаем на него особое внимание читателя.

 

Вычисление затмений

«Астрономическая точность» давно сделалась общим местом. Может быть, поэтому многие не до конца понимают тот факт, что основные астрономические константы взяты из наблюдений и потому известны лишь с некоторой ошибкой. Вычислительные формулы астрономии получаются из бесконечных рядов отбрасыванием всех членов, начиная с некоторого, и потому также вносят систематические погрешности. Наконец, сами вычисления ведутся лишь с определенной точностью, из–за чего возникают так называемые ошибки округления, при вычислениях на длинные промежутки времени ошибки нарастают. и потому, скажем, затмения на тысячу лет вперед (или назад) в принципе не могут быть вычислены (предсказаны) с той (секундной) точностью, как затмения, близкие к нам по времени. Мы не говорим уже о том. что мыслимы источники ошибок, о существовании которых мы можем только подозревать и учесть которые в принципе нельзя (замедление вращения Земли, о ходе которого в древности мы ничего, не впадая в порочный круг, — сказать не можем, отклонения гравитационного взаимодействия от закона Ньютона и т.д. и т.п.).

Таким образом, заранее оценить величину допускаемой ошибки в принципе оказывается невозможным. Поэтому астрономы вынуждены вносить в свои формулы так называемые «эмпирические поправки», сравнивая вычисленные события с действительно происходившими. Эта ситуация прекрасно описана проф. А.А. Михайловым:

«Особое значение имеют дошедшие до нас сведения о наблюдении затмений в древности. Простое указание на то, что данное затмение было видимо как полное в определенном месте, позволяет определить положение Луны с точностью, далеко превосходящей наблюдения, производившиеся до применения зрительной трубы к измерительным целям. Наблюдение лунных затмений, хотя и с меньшей точностью. но все же, если оно сопровождается хотя бы грубым указанием на час ночи, когда затмение было видимо, позволяет определить положение Луны. Поэтому дошедшие до нас исторические наблюдения затмений являются главным и наиболее точным источником для определения положения Луны и Солнца в давно прошедшие времена, что имеет огромное значение для определения некоторых постоянных в движении Луны и Солнца и. в первую очередь, векового ускорения Луны, относительно величины и происхождения которого имелось много разногласий» ([24], стр. 28—29).

Мы еще вернемся к этим вопросам (в частности, к ускорению Луны), а пока лишь укажем, что во избежание порочного круга для уточнения астрономических констант необходимы затмения, надежно датированные внеастрономическими методами. Нужно знать дату затмения в юлианских днях и желательно время суток. Ввиду спутанности и нечеткости древних календарей это возможно только для сравнительно поздних, средневековых затмений. Недаром самое раннее затмение, которым воспользовался Гинцель для своих поправок Канона Оппольцера (см. ниже. § 3) датируется 590 годом н.э.

Рассмотрим теперь на конкретном примере, как применяются затмения для датировок исторических событий.