«Наука о свете для часов досуга»

Теперь, оглядываясь назад в далекое прошлое, мы лишь кое-где видим записи, которые дают средства для сравнения с современными расчетами. Планеты веками двигались по своим курсам, и никто их не замечал. Постепенно наблюдательные люди начали замечать и записывать наиболее примечательные явления. Но такие записи, сделанные с помощью очень недостаточных инструментальных средств, в общем имели мало реальной ценности: оказалось легко подтвердить их без какого-либо особого внимания к точности расчетов.

Существует, однако, один класс явлений, на который никакая неточность наблюдения не может сильно повлиять. Полное солнечное затмение — это событие настолько примечательное, что (1) оно вряд ли может произойти, не будучи записанным, и (2) очень грубой записи будет достаточно, чтобы определить конкретное затмение, о котором идет речь. Длительные интервалы проходят между последовательными полными затмениями, видимыми в одном и том же месте на поверхности Земли, и даже частные затмения значительной степени происходят редко в любом назначенном месте. Поэтому очень рано в истории современной астрономии было высказано предположение, что затмения, записанные древними историками, должны быть рассчитаны ретроспективно. Неожиданный результат вознаградил это начинание. Было обнаружено, что древние затмения невозможно было удовлетворительно объяснить, не приписав Луне более медленное движение в давно прошедшие века, чем то, которое она имеет в настоящее время!

Здесь возникла трудность, которая долгое время озадачивала математиков. Один за другим они терпели неудачу. Галлей, английский математик, обнаружил эту трудность, но ни один английский математик не смог с ней справиться. Довольствуясь славой Ньютона, они позволили своим континентальным соперникам уйти далеко вперед по пути, который он указал. Но лучшие континентальные математики были побеждены. В статьях признанного достоинства, украшенных множеством новых процессов и демонстрирующих глубокое понимание рассматриваемого вопроса, они все же пришли, все до единого, к одному и тому же выводу — неудаче.

Девяносто лет прошло, прежде чем истинное объяснение было предложено великим математиком Лапласом. Полное изложение его взглядов было бы неуместным в такой статье, как эта, но, вкратце, они сводятся к следующему:

Луна движется по своей орбите, направляемая главным образом притяжением Земли. Но Солнце, хотя и значительно более удаленное, тем не менее, благодаря огромности своей массы, играет важную роль в управлении нашим спутником. Его влияние имеет тенденцию частично освободить Луну от власти Земли. Таким образом, она движется по более широкой орбите и с более медленным движением, чем она имела бы без влияния Солнца. Теперь Земля не всегда одинаково удалена от Солнца, и его влияние на Луну, соответственно, изменчиво. Зимой, когда Земля ближе всего к Солнцу, его влияние наибольшее. Лунный месяц, соответственно (хотя разница очень мала), длиннее зимой, чем летом. Эта вариация давно была признана как «годовое уравнение» Луны; но Лаплас первым указал, что сама вариация медленно меняется. Орбита Земли медленно меняет свою форму — становясь год от года все более близкой к круговой. Поскольку большая ось ее орбиты неизменна, ясно, что фактический размер орбиты медленно увеличивается. Таким образом, Луна год от года слегка освобождается от влияния Солнца и, таким образом, все больше попадает под влияние Земли. Поэтому она движется постоянно все быстрее и быстрее, хотя изменение действительно очень незначительное — его можно обнаружить только в течение длительных интервалов времени. Также ускорение Луны, как называют это изменение, является лишь временным и со временем будет заменено столь же постепенным замедлением.

Когда Лаплас рассчитал степень изменения, обусловленного обнаруженной им причиной, и когда было обнаружено, что древние затмения теперь удовлетворительно объяснены, можно вполне поверить, что в математическом лагере был триумф. Но это было еще не все. Другие математики атаковали ту же проблему, и их результаты совпали настолько близко, что все были убеждены, что трудность полностью побеждена.

Очень примечательный результат последовал из расчетов Лапласа. Среди других решений, которые были предложены, было предположение (поддержанное не кем иным, как сэром Исааком Ньютоном, который дожил до начала долгого конфликта, поддерживаемого математиками с этой трудностью), что это не Луна движется быстрее, а наша Земля вращается медленнее, что вызывает наблюдаемое расхождение. Теперь из трудов Лапласа следовало — как он первым объявил — что период вращения Земли не изменился более чем на одну десятую секунды за столетие за последние две тысячи лет.

Вопрос, таким образом, удовлетворительно решенный, как предполагалось, был отложен более чем на четверть века. Результат, который также, казалось, вытекал из дискуссии — постоянство вращательного движения Земли — был принят; и, как мы видели, наша национальная система мер была основана на предполагаемом постоянстве продолжительности дня.

Но математики были преждевременны в своих ликованиях. Вопрос был доведен трудами профессора Адамса — сооткрывателя вместе с Леверье далекого Нептуна — почти точно до той точки, которую он занимал столетие назад. Мы стоим лицом к лицу с теми самыми трудностями — несколько измененными по масштабу, но не по характеру, — которые озадачивали Галлея, Эйлера и Лагранжа. Было бы несправедливо по отношению к памяти Лапласа сказать, что его труды были потрачены впустую. Объяснение, предложенное им, действительно является верным. Но оно недостаточно. Правильно оцененное, оно устраняет лишь половину трудности, которая озадачивала математиков. Было бы совершенно невозможно представить в кратком изложении и в форме, подходящей для этих страниц, взгляды, выдвинутые Адамсом. Что, например, узнало бы большинство наших читателей, если бы мы сказали им, что «когда изменчивость эксцентриситета принимается во внимание при интегрировании дифференциальных уравнений, участвующих в задаче о лунных движениях — то есть, когда эксцентриситет делается функцией времени — непериодические или вековые члены появляются в выражении для среднего движения Луны» — и так далее? Достаточно сказать, что Лаплас рассматривал только работу Солнца по уменьшению притяжения Земли к Луне, полагая, что медленное изменение прямого влияния Солнца на движение Луны по ее орбите должно быть самокомпенсирующимся в течение длительных интервалов времени. Адамс, напротив, показал, что когда это изменение внимательно изучается, никакой такой компенсации не происходит; и что эффект этого отсутствия компенсации уменьшает более чем наполовину эффекты, обусловленные медленным изменением, исследованным Лапласом.

Эти взгляды поначалу вызвали значительные споры. Понтекулан охарактеризовал процессы Адамса как «аналитические фокусы», а Леверье мужественно встал на защиту Лапласа. Конкурс некоторое время колебался из стороны в сторону, но постепенно натиск новых прибывающих на сторону Адамса начал преобладать. Один за другим его антагонисты уступали; новые процессы подтвердили его результаты, цифра в цифру; и теперь в сознании любого астронома, компетентного судить, не существует сомнений в правильности взглядов Адамса.

Но параллельно с этим исследованием велось другое. Толпа прилежных тружеников с пристальным и строгим вниманием изучала обстоятельства, сопровождавшие древние затмения. Новый свет был пролит на этот предмет трудами современных путешественников и историков. Один примечательный пример этого можно привести. Г-н Лэйард отождествил местоположение Лариссы с современным Нимрудом. Теперь Ксенофонт рассказывает, что когда Ларисса была осаждена персами, произошло солнечное затмение, настолько примечательное по своим эффектам (и, следовательно, несомненно полное), что мидийские защитники города бросили оружие, и город был соответственно захвачен. И Хансен показал, что определенная оценка движения Луны делает затмение, которое произошло 15 августа 310 г. до н.э., не только полным, но и центральным в Нимруде. Некоторые другие примечательные затмения — такие как знаменитое затмение на закате (полное) в Риме, 399 г. до н.э.; затмение, которое окутало флот Агафокла, когда он бежал из Сиракуз; знаменитое затмение Фалеса, которое прервало битву между мидийцами и лидийцами; и даже частное затмение, которое (возможно) вызвало «возвращение тени на солнечных часах Ахаза» — все они были удовлетворительно объяснены оценкой движения Луны Хансеном: так же как и девятнадцать лунных затмений, записанных в Альмагесте.

Эта оценка Хансена, которая так удовлетворительно объясняет солнечные и лунные затмения, заставляет скорость движения Луны увеличиваться более чем в два раза быстрее, чем это должно быть согласно расчетам Адамса. Но прежде чем наши читатели убегут с мыслью, что астрономы здесь совсем сбились с пути, будет хорошо представить в простой манере крайнюю незначительность расхождения, из-за которого поднялся весь этот шум.

Предположим, что прямо перед нашей Луной ложная луна, точно равная нашей по размеру и внешнему виду (см. примечание в конце этой статьи), отправилась бы в путь с движением, соответствующим нынешнему движению Луны, за исключением одного аспекта — а именно, что движение ложной луны не должно было бы подвергаться изменению, которое мы рассматриваем, называемому ускорением. Тогда прошло бы сто лет, прежде чем наша Луна начала бы заметно опережать. За это время она выдвинулась бы из-за ложной луны всего на одну стопятидесятую часть своей ширины. В конце следующего столетия она набрала бы в четыре раза больше; в конце третьего — в девять раз больше: и так далее. Она не очистила бы свою собственную ширину менее чем за двенадцать сотен лет. Но весь этот выигрыш, каким бы незначительным он ни был, не остается без объяснения нашими современными астрономическими теориями. Половина выигрыша объяснена, другая половина остается интерпретированной; другими словами, Луна проходит путь примерно на половину своей собственной ширины больше за двенадцать столетий, чем она должна была бы согласно лунной теории.

Но в этой трудности, какой бы малой она ни казалась, мы не остались полностью без ресурсов. Мы не только можем сказать, что расхождение, вероятно, связано с постепенным замедлением вращательного движения Земли, но мы можем указать пальцем на вполне достаточную причину такого замедления. Один из самых твердо установленных принципов современной науки заключается в следующем: там, где совершается работа, сила тем или иным образом расходуется. Совершение работы может проявляться по-разному — в выделении тепла, в производстве света, в поднятии грузов и так далее; но в каждом случае должна быть затрачена эквивалентная сила. Если тормоза применяются к движущемуся поезду, в веществе тормоза генерируется интенсивное тепло. Теперь сила, используемая тормозчиком, не эквивалентна генерируемому теплу. Где же тогда расходуется баланс силы? Мы все знаем, что движение поезда замедляется, и эта потеря движения представляет собой необходимый расход силы. Теперь, есть ли какой-либо процесс в природе, напоминающий, пусть даже в отдаленной степени, применение тормоза для проверки вращения Земли? Есть. Приливная волна, которая дважды в день огибает Землю, движется в направлении, противоположном вращательному движению Земли. Что эта волна «совершает работу», никто не может сомневаться, кто наблюдал ее эффекты. Само по себе поднятие и опускание в открытом океане может не быть поразительно показательным для «совершенной работы»; но когда мы видим поведение приливной волны в узких каналах, когда мы видим тяжелогруженые корабли, плавно проносимые вверх по нашим приливным рекам, мы не можем не признать расход силы. Теперь, откуда берется эта сила? Поскольку движение является великим «измерителем силы», какое движение страдает, чтобы приливы могли работать? Мы можем с уверенностью ответить, что единственное движение, которое может обеспечить необходимую силу, — это вращательное движение Земли. Поэтому это не просто фантазия, а вопрос абсолютной уверенности, что, хотя и медленно, но очень верно, наш земной шар теряет свое вращательное движение.

Рассматриваемая как хронометр, каковы ошибки Земли? Предположим на мгновение, что Земля была настроена и отрегулирована две тысячи лет назад, сколько она потеряла и какова ее «ошибка хода»? Она потеряла за этот интервал почти один час с четвертью, и сейчас она теряет со скоростью одна секунда в двенадцать недель. Другими словами, продолжительность дня сейчас больше примерно на одну восемьдесят четвертую часть секунды, чем она была две тысячи лет назад. При такой скорости изменения наш день слился бы с лунным месяцем в течение тридцати шести тысяч миллионов лет. Но через некоторое время изменение будет происходить медленнее, и пройдет триллион или около того лет, прежде чем полное изменение будет осуществлено.

Однако, как бы далека ни была эпоха, в которую изменения, которые мы рассматривали, станут эффективными, предмет кажется нам имеющим интерес, отдельный от простого спекулятивного рассмотрения будущего физического состояния нашего земного шара. Вместо повторения постоянно меняющихся, тесно переплетенных циклов колебаний мы видим сейчас впервые свидетельство космического распада — распада, который в своем медленном прогрессе может быть лишь подготовкой к обновленному генезису — но все же распада, который, насколько это касается рас, существующих в настоящее время на Земле, должен рассматриваться как окончательно и полностью разрушительный.

(Из Chambers’s Journal, 12 октября 1867 г.)

АСТРОНОМ ЭНКЕ.

Годы, прошедшие с тех пор, как Энке умер, стали свидетелями заметных изменений в облике науки, которую он так любил. Но мы должны оглянуться назад более чем на полвека, если хотим составить представление о положении астрономии, когда была достигнута самая заметная работа Энке. В Зееберге, под руководством Лиденау, Энке совершенствовался в высших разделах математических расчетов. Он взял на себя трудную работу по определению орбитальных движений недавно открытых комет, и д-р Брунс говорит нам, что каждая комета, которая была обнаружена во время пребывания Энке в Зееберге, подвергалась строгому изучению неутомимым математиком. Вскоре открытие величайшей важности вознаградило его упорные труды. Понс обнаружил 26 ноября 1818 года комету не очень блестящего вида, за которой наблюдали сначала в Марселе, а затем в Мангейме до 29 декабря. Энке затем взялся за работу и отслеживал комету до 12 января. Объединив наблюдения, сделанные между 22 декабря и 12 января, он приписал телу параболическую орбиту. Но он не был удовлетворен соответствием между этим путем и наблюдаемыми движениями тела. Когда он попытался объяснить движения кометы с помощью орбиты сравнительно короткого периода, его поразило сходство между путем, выведенным таким образом, и путем кометы I, 1805 года. Постепенно на него снизошла мысль, что для науки открывается новая эра. До сих пор единственные периодические кометы, которые были открыты, за исключением Лекселла — «потерянной кометы» — двигались по орбитам, простирающимся далеко в космос за пределы путей самых далеких известных планет. Но теперь Энке увидел основания полагать, что он имеет дело с кометой, движущейся внутри орбиты Юпитера. 5 февраля он написал выдающемуся математику Гауссу, указывая на результаты своих исследований и говоря, что он ждет только поощрения и авторитета своего бывшего учителя, чтобы довести свои исследования до конца, на который они уже, казалось, указывали. Гаусс в ответ не только поощрил Энке продолжать, но и посоветовал ему, какой курс он должен выбрать. Результат мы все знаем. Энке убедительно показал, что недавно открытая комета движется по пути короткого периода и что она уже появлялась несколько раз в нашем соседстве.

С даты этого открытия Энке занял высокое положение среди астрономов Европы. Его последующие труды отнюдь не уступали обещаниям, которые дало это, его первое заметное достижение. Если он сделал меньше как астрономический наблюдатель, чем многие из его современников, он был превзойден немногими как манипулятор теми абстрактными формулами, с помощью которых рассчитываются планетные возмущения. Именно доверию, порожденному этим мастерством, мы обязаны его знаменитым открытием ускорения движения кометы, упомянутой выше. Уверенный в том, что он правильно оценил возмущения, которым подвергается комета, он смог уверенно заявить, что какая-то причина постоянно (хотя и почти незаметно) препятствует прохождению этого тела через пространство, и поэтому — благодаря одному из тех странных отношений, с которыми знаком студент астрономии — постоянно замедляющаяся комета движется все быстрее по постоянно уменьшающейся орбите.

«Жизнь Энке» Брунса стоит прочитать не только тем, кто интересуется славой и работой Энке как астронома, но и широкому читателю. Энке-человек представлен нашему взору, так же как и Энке-астроном. С любящим усердием ученик великого астронома обращается с темой, которую он выбрал. Юность Энке, его учеба, его солдатская жизнь в великом восстании против Наполеона в 1813 году и его работа в Зеебергской обсерватории; его труды по кометам и астероидам; его исследования прохождений 1761 и 1769 годов; его жизнь как академика и как директора важной обсерватории; его речи на праздниках и похоронах; и, наконец, его болезнь и смерть описаны на этих страницах тем, кто хранил Энке в благодарной памяти как «учителя и мастера» и как «отеческого друга».

Не последней интересной особенностью работы является переписка, включенная в ее страницы. Мы находим Энке в общении с Гумбольдтом, с Бесселем и Струве, с Хансеном, Ольберсом и Аргеландером; короче говоря, с множеством как живых, так и ушедших из жизни людей науки.

(Из Nature, 10 марта 1870 г.)

ВЕНЕРА НА ДИСКЕ СОЛНЦА.

Более века назад ученые люди с нетерпением ожидали прохождения планеты Венера по диску Солнца в 1769 году. Королевское общество сочло приближающееся событие настолько чрезвычайно важным для науки астрономии, что они представили меморандум королю Георгу III с просьбой снарядить судно за государственный счет для доставки искусных наблюдателей на одну из станций, которые были признаны подходящими для наблюдения этого явления. Петиция была удовлетворена, и после некоторых трудностей с выбором руководителя добрый корабль «Индевор» водоизмещением 370 тонн был передан под командование капитана Кука. Астрономическая работа, возложенная на экспедицию, была полностью успешной; и таким образом считалось, что Англия удовлетворительно выполнила свою часть работы по использованию редкого явления, известного как прохождение Венеры по диску Солнца.

Прошло столетие, и наука снова с интересом ожидала приближения одного из этих прохождений. Но теперь ее требования были расширены. Это был не один корабль, о котором просили, а полная стоимость и расходы нескольких экспедиций. И в этот раз наука была более осторожна, взявшись за дело заранее. Первые намеки на ее требования были услышаны около четырнадцати лет назад, когда Королевский астроном начал тот процесс кропотливого исследования, которого неизбежно требует вопрос такого рода. Постепенно ее намеки становились все более откровенными; настолько, что Эйри — ее рупор в данном случае — определенно заявил в 1868 году, что, по его мнению, наука имеет право требовать от Англии в этом вопросе. Когда требование поступило в наше правительство, оно было встречено с щедростью, которая стала приятным сюрпризом после некоторых прежних спокойных отсылок научных людей к их собственным устройствам. Сумма в десять тысяч пятьсот фунтов стерлингов была предоставлена для покрытия расходов на несколько важных и хорошо оснащенных экспедиций; и дальнейшая материальная помощь была получена от различных правительственных обсерваторий.

А теперь давайте спросим, почему так много интереса придается явлению, которое на первый взгляд кажется столь незначительным. Прохождения, затмения и другие явления такого рода происходят постоянно, без того, чтобы к ним придавался какой-либо особый интерес. Телескопист может увидеть полдюжины таких явлений в течение ночи или двух, просто наблюдая за спутниками Юпитера или прохождением нашей Луны по звездам. Даже великое затмение 1868 года не привлекло столько интереса, сколько прохождение Венеры; однако это затмение не имело равных по важности ни с одним из тех, что происходили в исторические времена, и должны пройти сотни лет, прежде чем произойдет еще одно подобное, тогда как прохождения Венеры далеко не так редки.

Дело в том, что Венера дает нам лучшие средства, которые у нас есть, для овладения проблемой, которая является одной из самых важных во всем диапазоне науки астрономии. Я использую термин «важный», конечно, со ссылкой на научную значимость и интерес проблемы. Практически для нас мало что значит, находится ли Солнце в миллионе миль или в тысяче миллионов миль от нас. Этот предмет в любом случае должен рассматриваться как внеприходский. Но наука иногда придает огромный интерес внеприходским предметам. И это ни неразумно, ни неблагоразумно, поскольку мы находим заложенным в самой нашей природе — и не только в природе ученых людей — качество, которое заставляет нас интересоваться множеством вопросов, которые нисколько не касаются наших личных интересов. И это качество, если рассматривать его правильно, является одной из самых благородных характеристик человеческой расы.

То, что определение расстояния до Солнца важно в астрономическом смысле, будет видно сразу, если вспомнить, что идеи, которые мы формируем о размерах Солнечной системы, полностью зависят от нашей оценки расстояния до Солнца. Мы также не можем измерить небесные глубины с каким-либо чувством уверенности, если не знаем истинной длины того, что является нашим единственным измерительным стержнем. Это, по сути, наша основа измерения для всей видимой Вселенной. В некотором отношении, даже если бы мы знали расстояние до Солнца точно, это все равно был бы неудовлетворительный измеритель для звездных глубин. Но это несчастье, а не вина астронома, который должен довольствоваться использованием измерительного стержня, который дает ему природа. Все, что он может сделать, — это найти как можно точнее его истинную длину.

Когда мы переходим к рассмотрению того, как астроном должен определить этот самый элемент — расстояние до Солнца — мы обнаруживаем, что он затруднен трудностью точно такого же характера.

Поскольку Солнце является недоступным объектом, астроном не может применять никаких других методов для определения его расстояния — напрямую — кроме тех, которые использовал бы геодезист при определении расстояния до недоступного замка, или скалы, или дерева, или тому подобного. Мы увидим вскоре, что изобретательность астрономов, по сути, предложила некоторые другие косвенные методы. Но ясно, что самая удовлетворительная оценка, которую мы можем иметь о расстоянии до Солнца, — это та, которая основана на таких простых понятиях и включает в основном такие процессы расчетов, с которыми мы имеем дело в обычной геодезии.

В этом отношении нет никакой тайны в решении знаменитой проблемы. К сожалению, существует огромная трудность.

Когда геодезист должен определить расстояние до недоступного объекта, он действует следующим образом. Он сначала очень тщательно измеряет базисную линию удобной длины. Затем с любого конца базисной линии он берет пеленг недоступного объекта — то есть он наблюдает направление, в котором он находится. Ясно, что если бы он теперь нарисовал фигуру на бумаге, отложив базисную линию в некотором удобном масштабе и проведя линии от ее концов в направлениях, соответствующих пеленгам наблюдаемого объекта, эти линии указали бы своим пересечением истинное относительное положение объекта. На практике математик не доверяет такому грубому методу, как построение, а применяет процессы расчетов.

Теперь ясно, что в этом плане все зависит от базисной линии. Она не должна быть слишком короткой по сравнению с расстоянием до недоступного объекта; ибо тогда, если мы сделаем малейшую ошибку в наблюдении пеленгов объекта, мы получим важную ошибку в результирующем определении расстояний. Читатель может легко убедиться в этом, нарисовав один или два иллюстративных случая на бумаге.

Астроном должен взять свою базисную линию для определения расстояния до Солнца на нашей Земле, которая является совсем крошечной пылинкой по сравнению с огромным расстоянием, которое отделяет нас от Солнца. Оказалось достаточно трудно определить расстояние до Луны с такой короткой базисной линией для работы. Но Луна находится всего в четверти миллиона миль от нас, в то время как Солнце находится более чем в девяноста миллионах миль. Таким образом, задача была сделана в несколько сотен раз сложнее — или, говоря более правильно, она стала просто неразрешимой, если только астроном не смог бы придумать какой-то способ наблюдения, который значительно повысил бы мощность его инструментов.

Ибо давайте рассмотрим иллюстративный случай. Предположим, что была колокольня в пяти милях, и у нас была базисная линия длиной всего два фута. Это соответствовало бы как можно ближе случаю, с которым имеет дело астроном. Теперь, какое изменение направления можно было бы наблюдать в колокольне, просто перемещая глаз вдоль линии в два фута? Есть готовый способ ответа. Переверните дело. Подумайте, как выглядела бы линия длиной в два фута, если бы на нее смотрели с расстояния в пять миль. Была бы ее длина заметной, не говоря уже о том, чтобы быть измеримой? И все же именно такую задачу, как измерение этой линии, астроному пришлось бы решать.

Но даже это еще не все. В нашей иллюстрации задействован только один наблюдатель, и он смог бы использовать один набор инструментов. Предположим, однако, что с одного конца двухфутовой линии наблюдатель, использующий один набор инструментов, взял пеленги колокольни; и что полгода спустя другой наблюдатель принес другой набор инструментов и взял пеленг колокольни с другого конца двухфутовой линии, разве не очевидно, насколько сильно неопределенность результата увеличилась бы из-за такого расположения? Один наблюдатель имел бы свои собственные особые способности наблюдения, свои собственные особые слабости: другой имел бы другие особенности. Один набор инструментов характеризовался бы своими собственными недостатками или достоинствами, так же как и другой. Одна серия наблюдений была бы сделана летом, со всеми возмущающими эффектами из-за жары; другая была бы сделана зимой, со всеми возмущающими эффектами из-за холода.

Наблюдение Солнца характеризуется всеми этими трудностями. Ограниченный базисными линиями, которые он может измерить на Земле, астроном должен поставить одного наблюдателя в одном полушарии, другого — в другом. Каждый наблюдатель должен иметь свой собственный набор инструментов; и каждое наблюдение, которое один сделал летом, должно будет сравниваться с наблюдением, которое другой сделал зимой.

Таким образом, мы можем понять, что астрономы должны были полностью потерпеть неудачу, когда они пытались определить расстояние до Солнца без помощи других небесных тел.

На первый взгляд может показаться, что ничто из того, что другие небесные тела могли бы сказать астроному, не было бы ему хоть сколько-нибудь полезно, поскольку эти тела по большей части находятся дальше, чем Солнце, и даже те, которые приближаются к нам ближе всего, все еще далеко за пределами пределов расстояния, в пределах которых простой план, которому следуют геодезисты, мог бы быть хоть сколько-нибудь полезен. И кроме того, можно было бы предположить, что информация о расстоянии до одного небесного тела не могла бы быть никакой особой пользы для определения расстояния до другого.

Но две вещи помогают астроному в этом пункте. Прежде всего, он открыл закон, который связывает вместе расстояния всех планет от Солнца; так что если он может определить расстояние любой одной планеты, он немедленно узнает расстояния всех. Во-вторых, планеты в своем движении иногда попадают в такие положения, что становятся могучими индексами, прослеживающими на естественном циферблате значимый урок, из которого астроном надеется узнать так много. Чтобы взять пример из движений другой планеты, чем та, с которой мы имеем дело. Марс иногда подходит так близко к Земле, что расстояние, отделяющее нас от него, составляет немногим более одной трети того, что отделяет нас от Солнца. Предположим, что в такое время он виден совсем близко к неподвижной звезде. Эта звезда дает астроному мощную помощь в определении расстояния планеты. Ибо для наблюдателей в некоторых частях Земли планета будет казаться ближе к звезде, чем она будет для наблюдателей в других местах. Тщательное сравнение эффектов, таким образом продемонстрированных, даст значимое свидетельство относительно расстояния до Марса. И мы видим, что звезда послужила фиксированной отметкой на огромном естественном циферблате небес, точно так же, как деления на циферблате часов служат для указания положения стрелок.

Теперь мы можем сразу увидеть, почему Венера занимает столь важное положение в этом роде исследования. Венера — наша ближайшая соседка среди планет. Она подходит на несколько миллионов миль ближе к нам, чем Марс, наш следующий сосед с другой стороны. Это основная причина того, что она так сильно рассматривается астрономами. Но есть еще одна, равной важности. Венера движется ближе к Солнцу, чем наша Земля. И таким образом бывают случаи, когда она оказывается прямо между Землей и Солнцем. В те времена она видна на его диске, и его диск служит циферблатом, по которому можно измерять ее движения. Когда наблюдатель в одной части Земли видит ее в одной части диска Солнца, другой наблюдатель в какой-то другой части Земли увидит ее в другой, и разница в положении, если ее точно измерить, сразу указала бы расстояние до Солнца. На самом деле, приходится принимать другие способы считывания показаний большого циферблата. Прежде чем переходить к рассмотрению этих способов, однако, мы должны разобраться с одним или двумя фактами о движениях Венеры, которые сильно влияют на рассматриваемый вопрос.

Давайте сначала посмотрим, что мы выигрываем, рассматривая расстояние до Венеры, а не до Солнца.

Во время прохождения Венера, конечно, находится на линии между Землей и Солнцем, и она находится на несколько меньше чем трети расстояния до Солнца от нас. Таким образом, любой эффект, который изменение места наблюдателя произвело бы на Солнце, был бы более чем утроен в случае Венеры. Но нельзя забывать, что мы должны судить о движениях Венеры с помощью циферблата, образованного солнечным диском, и что сам циферблат смещается по мере того, как наблюдатель меняет свое место. Венера смещается в три раза больше, это правда; но только баланс изменения может распознать наш астроном. Этот баланс, конечно, более чем в два раза больше, чем изменение места Солнца.

До сих пор, таким образом, мы не много выиграли, поскольку уже было упомянуто, что изменение места Солнца не измеримо никаким процессом наблюдения, который могут применить астрономы.

Именно на тот факт, что у нас есть диск Солнца, с помощью которого можно измерить изменение, мы главным образом полагаемся; и даже этого было бы недостаточно, если бы не тот факт, что Венера не находится в покое, а движется поперек большого солнечного циферблата. Мы, таким образом, можем сделать измерение времени заменой измерения пространства. Если наблюдатель в одном месте видит, как Венера пересекает диск Солнца на определенном расстоянии от центра, в то время как наблюдатель в другом месте видит, как она следует по пути, немного более удаленному от центра, прохождение явно кажется более долгим для первого наблюдателя, чем для второго.

Эта уловка обмена измерения времени на измерение пространства — или наоборот — очень распространена среди астрономов. Это Эдмунд Галлей, друг и ученик сэра Исаака Ньютона, предложил ее применение способом, описанным выше. Будет замечено, что то, что требуется для успешного применения метода, — это чтобы один набор наблюдателей был как можно дальше на севере, другой — как можно дальше на юге, чтобы путь Венеры мог быть смещен как можно больше. Ясно, что северные наблюдатели увидят ее путь смещенным как можно дальше на юг, в то время как южные наблюдатели увидят путь смещенным как можно дальше на север.

Однако следует помнить об одном обстоятельстве. Прохождение длится несколько часов, и наши наблюдатели должны располагаться так, чтобы в течение этих часов Солнце не зашло за горизонт. Это соображение иногда создает трудности. Земля не предоставляет удобных мест для наблюдений по всей своей поверхности, и регион, где наблюдения были бы наиболее полезны, может оказаться покрыт бескрайним океаном. Кроме того, группы наблюдателей быстро перемещаются из-за вращения Земли, и зачастую трудно выбрать точку, которая по этой причине не сместилась бы из благоприятного положения в начале прохождения в неблагоприятное в его конце.

Не вдаваясь во все сложные моменты, связанные с подобными соображениями, я могу лишь указать на тот факт, что астроному приходится решать весьма непростую задачу при применении метода Галлея для наблюдения прохождения Венеры по диску Солнца.

Французский астроном Делиль еще давно указал на то, что к этой задаче можно подойти иначе — фактически, вместо того чтобы отмечать, насколько дольше длится прохождение в одних местах по сравнению с другими, астроном может выяснить, насколько раньше или позже оно начинается или заканчивается в разных местах.

Вот еще одна хитрость, чрезвычайно простая в принципе, хотя и не столь простая в применении. Читатели должны набраться терпения, пока я кратко опишу свойства этого второго метода, поскольку в действительности весь вопрос о прохождении и все моменты, которые необходимо учитывать при оснащении и размещении различных групп наблюдателей, зависят от этих предварительных условий. Без их учета — или, по крайней мере, учета тех основных моментов, которые я выберу, — было бы невозможно составить ясное представление об обстоятельствах, с которыми приходится иметь дело астрономам. Впрочем, в этой части предмета нет никакой реальной сложности, и я лишь попрошу читателя уделить ей совсем немного времени.

Предположим, что все полушарие Земли, освещенное Солнцем в момент начала прохождения, покрыто наблюдателями, ожидающими этого события. Поскольку Венера быстро движется к критической части своей орбиты, очевидно, что некоторые из этих наблюдателей увидят начало прохождения раньше, чем другие; точно так же, как во время лодочной гонки люди, по-разному расположенные вокруг выступающего угла дистанции, видят, как лидирующая лодка появляется в поле зрения в разное время. Какой-нибудь один наблюдатель на внешнем краю полушария будет абсолютно первым, кто увидит начало прохождения. Затем быстро и другие наблюдатели увидят это явление; и в течение нескольких минут какой-нибудь наблюдатель на внешнем краю полушария — почти точно напротив первого — будет абсолютно последним, кто увидит начало прохождения. С этого момента прохождение будет наблюдаться всеми в течение нескольких часов — я пока не учитываю вращение Земли, — но конец прохождения, как и начало, не будет виден наблюдателям одновременно. Сначала его увидит один, затем последовательно остальные, и последним из всех — наблюдатель, находящийся почти точно напротив первого.

Итак, здесь нам пришлось рассмотреть четырех наблюдателей, занимающих исключительные позиции. Это (1) наблюдатель, который видит начало прохождения раньше всех, (2) тот, кто видит его позже всех, (3) тот, кто видит его конец раньше всех, и (4) тот, кто видит его конец позже всех. Рассмотрим только первых двух. Предположим, что эти двое наблюдателей впоследствии сравнили свои записи и выяснили, какова была точная разница во времени между их наблюдениями. Разве не ясно, что результат сразу же даст средства для определения расстояния до Солнца? Это была бы самая простая из всех возможных астрономических задач — определить, какую часть своей орбиты прошла Венера за промежуток времени, прошедший между этими наблюдениями; и наблюдатели теперь узнали бы, что эта часть орбиты Венеры имеет такую-то длину в милях, поскольку они знают, какое расстояние их разделяло, и было бы легко вычислить, насколько меньше эта часть орбиты Венеры. Таким образом, они узнали бы длину всей ее орбиты, отсюда — ее расстояние от Солнца, а отсюда — расстояние от Солнца до нас.

Два наблюдателя, которые увидели конец прохождения раньше и позже всех, могли бы сделать то же самое.

Говоря в общем и пренебрегая всеми сложностями, которые так радуют душу астронома, таков метод Делиля использования прохождения. У него, очевидно, есть один серьезный недостаток по сравнению с другим. Наблюдатель на одной стороне Земли должен сопоставить свои наблюдения с наблюдениями, сделанными наблюдателем на другой стороне Земли. Каждый использует местное время того места, где он ведет наблюдения, и было подсчитано, что для того, чтобы результат имел ценность, ошибка в оценке местного времени не должна превышать одной секунды. Понимает ли читатель всю важность этого условия? Каждый наблюдатель должен настолько точно знать свою долготу, чтобы его оценка времени наступления истинного полудня не была ошибочной даже на одну секунду! Это вполне приемлемо в местах, где есть регулярные обсерватории. Но дело обстоит иначе, когда мы имеем дело с такими местами, как Оаху, острова Кергелен, остров Чатем и дикие районы Сибири.

При прохождении 1874 года предстоит столкнуться со многими подобными трудностями. На самом деле, трудно представить себе прохождение, обстоятельства которого были бы более неудобными. С другой стороны, однако, прохождение имеет такой характер, что если предварительные трудности будут преодолены, мы можем ожидать от его результатов большего, чем от любого другого прохождения, которое произойдет в течение следующих нескольких столетий.

Прохождение начнется раньше всего для наблюдателей в окрестностях Сандвичевых островов, позже всего — для наблюдателей вблизи островов Крозе, далеко к юго-востоку от мыса Доброй Надежды. Раньше всего оно закончится для наблюдателей далеко к юго-западу от мыса Горн, позже всего — для наблюдателей в северо-восточной части Европейской России. Таким образом, мы видим, что, поскольку речь идет о применении нашего второго метода, подходящие места расположены не в самых привлекательных регионах земной поверхности. Поскольку прохождение происходит 8 декабря 1874 года, основные северные станции будут весьма суровыми пристанищами для наблюдателей. Южные станции находятся в еще более унылых регионах — несмотря на то, что прохождение происходит летом южного полушария.

Для применения метода Галлея нам требуются станции, где будет видно все прохождение целиком; а поскольку в декабре дни на северных станциях очень короткие, именно с ними мы сталкиваемся с наибольшими трудностями. Однако было установлено, что многие места в Северном Китае, Японии, Восточной Сибири и Маньчжурии подходят для этой цели. Лучшие южные станции для этого метода, к сожалению, лежат на неисследованном Антарктическом континенте и прилегающих к нему островах; но острова Крозе, Кергелен и некоторые другие места, более доступные, чем Антарктический континент, вполне подойдут. Действительно, у Англии так много других станций, что сомнительно, захочет ли она взять на себя опасную и трудную задачу исследования антарктических пустошей ради обеспечения лучших южных станций. Эту работу можно справедливо оставить другим народам, и, несомненно, она будет эффективно выполнена.

Что именно предпримет Англия, еще не решено окончательно. Мы можем быть совершенно уверены, что она отправит группу на Оаху или Гавайи для наблюдения ускоренного начала прохождения. Она также отправит наблюдателей для наблюдения замедленного начала, но куда именно — на острова Крозе, Кергелен, Маврикий или Родригес — пока неясно. Возможно, для этой цели будут отправлены две группы, и, скорее всего, будут выбраны Родригес и Маврикий. До недавнего времени считалось, что Солнце будет слишком низко в некоторых местах в начале прохождения, но более точный расчет обстоятельств прохождения показал, что это ошибка. И острова Крозе, и Кергелен, скорее всего, будут окутаны густыми туманами в начале прохождения — то есть вскоре после восхода Солнца, — отсюда и выбор Маврикия и Родригеса в качестве наиболее подходящих станций.

Англию также призовут принять важное участие в наблюдении ускоренного конца прохождения. Группа, вероятно, будет отправлена на остров Чатем или остров Кэмпбелл, недалеко от Новой Зеландии. Считалось, что на первом острове Солнце будет слишком низко; но здесь, опять же, более точное рассмотрение обстоятельств прохождения привело астрономов к выводу, что Солнце будет достаточно высоко на этой станции.

Российские наблюдатели в основном занимаются наблюдением замедленного конца прохождения, так как почти все лучшие станции находятся в Сибири. Но есть несколько станций в Британской Индии, где эту фазу можно очень полезно наблюдать; и, несомненно, искусные астрономы и математики, участвующие в съемке Индии, будут приглашены — как и во время великого затмения — предоставить свои услуги на благо науки. Александрию также, хотя она и уступает нескольким индийским станциям, вероятно, посетит группа наблюдателей из Англии.

Видно, что Англию таким образом призовут снарядить около полудюжины экспедиций для наблюдения прохождения. Все они будут отправлены в соответствии с методом Делиля использования прохождения, поэтому, по причинам, уже упомянутым, необходимо, чтобы они были снабжены инструментами величайшей точности и очень тщательно сконструированными. Им придется оставаться на своих станциях в течение долгого времени до начала прохождения — по крайней мере, несколько месяцев, — чтобы они могли точно определить широту временных обсерваторий, которые они возведут. Это работа, требующая квалифицированных наблюдателей и сложных процессов вычислений. Именно поэтому стоимость отправки этих групп наблюдателей столь значительна.

Единственная английская группа, которая применит метод наблюдения Галлея, — это та, которая будет размещена на Маврикии под руководством лорда Линдси. Эта часть их работы будет сравнительно легкой, так как метод требует лишь тщательного хронометража продолжительности прохождения. Фактически, одно из больших преимуществ метода Галлея — это небольшие расходы, которые он влечет за собой. Группа могла бы высадиться за день до прохождения и уплыть на следующий день, получив результаты, по крайней мере, столь же достоверные, как те, которые группа, применяющая метод Делиля, могла бы получить после нескольких месяцев тяжелой работы. Именно этому, а не какой-либо другой причине, следует приписать небольшие расходы на наблюдения, проведенные в 1769 году. И, несомненно, если бы наши астрономические власти решили применить метод Галлея исключительно или преимущественно, расходы на наблюдения прохождения были бы существенно снижены. Однако существовал бы риск неудачи из-за плохой погоды на критических станциях; в то время как теперь — поскольку другие страны, несомненно, воспользуются методом Галлея — вероятность того, что наблюдения прохождения сорвутся из-за метеорологических причин, очень сильно уменьшается. Наука будет многим обязана щедрости Англии в этом отношении.

Действительно, лишь недавно была признана возможность применения метода Галлея. Считалось, что в 1874 году этот метод должен полностью провалиться. Но при более тщательном изучении обстоятельств прохождения французский астроном М. Пюизе смог объявить, что это не так. Почти одновременно я опубликовал расчеты, указывающие на аналогичный результат; но, продвинув процессы на несколько шагов дальше, чем М. Пюизе, я смог показать, что метод Галлея не только применим в 1874 году, но и является более мощным из двух методов.

К сожалению, в исследовании присутствует элемент сомнения, от которого никакое усердие со стороны наших наблюдателей и математиков не позволит избавиться. Я имею в виду поведение самой Венеры. Именно той особенности, которую мы сейчас рассмотрим, следует приписать квази-неудачу наблюдений, проведенных в 1769 году. Правда, мистер Стоун, первый ассистент Гринвичской обсерватории, сумел устранить большую часть сомнений, которые омрачали результаты тех наблюдений. Но даже его мастерство и терпение не могут послужить для того, чтобы стереть пятно, которое столетие сомнений, казалось, бросило на самую точную из наук. Мы сейчас покажем, какая часть вины за это печальное столетие сомнений должна быть возложена на Венеру.

Во время прохождения астрономы ограничивают свое внимание одной конкретной фазой — а именно моментом, когда Венера кажется полностью находящейся внутри контура диска Солнца. По крайней мере, это то, что Галлей и Делиль предлагали как желательное. К сожалению, с Венерой не посоветовались, и когда пришло время прохождения, она отказалась входить на диск Солнца или покидать его так, как предлагали астрономы. Рассмотрим, например, ее поведение при входе на диск Солнца:

Сначала, когда черный диск планеты постепенно делал вырез на краю диска Солнца, все, казалось, шло хорошо. Но когда чуть более половины планеты оказалось на диске Солнца, стало заметно, что Венера теряет свою округлость. Она постепенно становилась все более грушевидной, пока, наконец, не стала очень похожа на волчок, касающийся своим острием края диска Солнца. Затем внезапно — «как от вспышки молнии», сказал один наблюдатель — волчок потерял свой «пег» (острие), и затем Венера постепенно восстановила свою форму, и прохождение продолжалось без дальнейших изменений с ее стороны до тех пор, пока не пришло время ей покинуть диск Солнца, когда подобные особенности происходили в обратном порядке.

Здесь действительно возникла серьезная трудность. Ибо когда был момент истинного контакта? Был ли это момент, когда фигура волчка, казалось, только касалась края Солнца? Это казалось маловероятным, потому что через мгновение планета была видна уже заметно удалившейся от края Солнца. Был ли это момент, когда округлая часть планеты принадлежала фигуре, которая коснулась бы края Солнца, если бы округлость была идеальной в другом месте? Это, опять же, казалось маловероятным, потому что в этот момент черная полоса, соединяющая Венеру и Солнце, была довольно широкой. И, кроме того, если бы это был истинный момент контакта, какому глазу можно было бы доверить определение возникновения столь своеобразного отношения? И все же интервал между этой фазой и финальной фазой «волчка» длился несколько секунд — до двадцати двух в одном случае в 1769 году — а весь успех наблюдения зависел от точности в пределах трех или четырех секунд в крайнем случае.

Мы знаем, что Венера будет вести себя точно таким же образом в 1874 году. Если бы нас побудили надеяться, что улучшения в наших телескопах уменьшат эту особенность, наблюдений прохождения Меркурия в ноябре 1868 года было бы достаточно, чтобы разрушить эту надежду, ибо даже с почти совершенными инструментами Гринвичской обсерватории Меркурий принял маскировку «волчка» самым неприятным образом.

Можно спросить, что же астрономы собираются делать в 1874 году, чтобы Венера снова не ввела их в заблуждение, как в 1769 году? Многое уже сделано для этой цели. Мистер Стоун предпринял серию тщательных исследований, чтобы определить закон, согласно которому можно ожидать, что Венера будет вести себя или «неправильно вести себя»; и результат таков, что он смог сказать наблюдателям точно, что им нужно искать и что важнее всего зафиксировать. В 1769 году наблюдатели записывали свои наблюдения в столь сомнительных выражениях, из-за своего незнания истинного значения особенностей, которые они наблюдали, что математики, которым приходилось использовать эти наблюдения, были введены в заблуждение. Hinc illae lacrimae. Вот почему незаслуженный упрек пал на «точную науку».

Величина ошибки, возникшей в результате неверной интерпретации наблюдений, сделанных в 1769 году, была, однако, очень мала, если рассматривать ее истинный характер. Действительно, легко сделать так, чтобы ошибка казалась огромной. Расстояние до Солнца оказалось на четыре миллиона миль больше, и это кажется не такой уж пустяковой ошибкой. Затем, опять же, полученная оценка расстояния до Нептуна оказалась более чем на сто миллионов миль больше; в то время как даже эта огромная ошибка была ничем по сравнению с той, которая возникла при рассмотрении расстояний до неподвижных звезд.

Но это совершенно ошибочный способ оценки влияния ошибки. Было бы так же абсурдно подсчитывать количество волосков, на которое могут ошибаться оценки географа относительно длины и ширины Англии. Во всех подобных вопросах мы должны учитывать относительную, а не абсолютную ошибку. Микроскопист совершил бы плохую ошибку, если бы переоценил длину хоботка мухи на толщину волоса; но астроном совершил удивительно успешное измерение расстояния до Солнца, если вывел его с точностью до трех или четырех миллионов миль от истинного значения. Ибо легко подсчитать, что ошибка в оценке относительного положения Солнца, видимого с противоположных сторон Земли, соответствует углу, который толщина волоса образует при наблюдении с расстояния 125 футов.

Ошибка была впервые обнаружена, когда искусные астрономы и физики нашего времени применили другие способы определения расстояния до Солнца. У нас нет места, чтобы описать так полно, как они того заслуживают, остроумные процессы, с помощью которых великая проблема была решена без помощи Венеры. Действительно, мы можем лишь едва упомянуть принципы, на которых основаны эти методы. Но читателю, интересующемуся астрономией, мы не можем порекомендовать ничего более достойного изучения, чем мастерские исследования Фуко, Леверье и Ганзена по проблеме расстояния до Солнца.

Проблема решалась четырьмя различными способами. Во-первых, была измерена колоссальная скорость света с помощью остроумного устройства из вращающихся зеркал; результат в сочетании с известным временем, затрачиваемым светом на прохождение земной орбиты, немедленно дает расстояние до Солнца. Во-вторых, определенная нерегулярность в движении Луны, обусловленная тем, что она наиболее возмущается Солнцем при прохождении той половины своего пути, которая ближе всего к нему, была поставлена на службу с аналогичными результатами. В-третьих, нерегулярность в движении Земли, обусловленная тем, что она вращается вокруг общего центра тяжести своей массы и массы Луны, была использована как средство решения проблемы. Наконец, Марс, планета, которая, как мы уже упоминали, приближается к нам почти так же близко, как Венера, оказался эффективным союзником.

Результат расчетов, основанных на этих методах, показал, что расстояние до Солнца, вместо того чтобы составлять около 95 000 000 миль, составляет немногим более 91 500 000 миль. А недавно повторное изучение наблюдений, сделанных на Венере в 1769 году, привело мистера Стоуна к убеждению, что они указывают на аналогичный результат.

Несомненно, однако, мы должны дождаться прохождения Венеры в 1874 году, прежде чем принимать окончательное решение относительно оценки расстояния до Солнца, которая займет свое место в популярных работах по астрономии в течение следующего столетия или около того. Ничто, кроме непредвиденного сочетания неблагоприятных обстоятельств, не может вызвать крах наших надежд. Конечно, если мы не получим удовлетворительных результатов в 1874 году, мир не скажет, что щедрость английского правительства была виновата, поскольку было бы трудно найти параллель в истории современной науки щедрости гранта, который был сделан в этом году для экспедиций по наблюдению явления, интерес и важность которого чисто научные.

(Из St. Paul’s, октябрь 1869 г.)

БРИТАНСКИЕ УГОЛЬНЫЕ ПОГРЕБА.

Во времена Тюдоров показалось бы странной мыслью предположение, что величие Англии однажды будет зависеть — или казаться зависящим — от ее запасов угля, минерала, который тогда считался лишь неприятным конкурентом дров для домашних очагов. Когда Шекспир вложил в уста Фолконбриджа слова —

This England never did, nor never shall,

Lie at the proud foot of a conqueror,

But when it first did help to wound itself,

он счел бы странным условием, что Англия должна следить за своими запасами угля, если хочет сохранить свое положение среди наций. И все же существует более тесная связь между нынешним величием Британии и могучими угольными погребами, лежащими под некоторыми британскими графствами, чем мы обычно готовы признать. Саксонская стойкость и норманнская энергия, несомненно, сыграли свою роль в том, чтобы поставить Британию в то положение, которое она занимает сейчас; но каково бы ни было положение в прошлые века нашей истории, несомненно, что в настоящее время есть много правды в утверждении Либиха, что сила Англии — в ее угле. Время может снова прийти, как оно уже было, когда мы будем менее зависимы от наших запасов угля — когда битуминозное банкротство не будет равносильно национальному банкротству; но если бы все наши угольные шахты были в этот момент приведены в нерабочее состояние, сила Англии получила бы удар, от которого она оправлялась бы веками.

Я процитировал утверждение, сделанное много лет назад бароном Либихом. Утверждение сопровождалось другим, не менее поразительным. «Цивилизация», — сказал он, — «это экономия энергии; а английская энергия — это уголь». Именно на этот текст я и предлагаю сейчас прокомментировать. Недавно была выпущена «Синяя книга», имеющая важнейшее значение для темы снабжения Англии углем. В течение пяти лет пятнадцать выдающихся комиссаров занимались изучением имеющихся доказательств относительно запасов угля, содержащихся в различных угольных бассейнах Великобритании. Их запросы были начаты вскоре после того, как опасения страны по этому поводу были впервые серьезно пробуждены; и были направлены специально на то, чтобы выяснить, насколько эти опасения оправданы реальными обстоятельствами дела. Будет хорошо сравнить различные мнения, которые были высказаны до начала расследований, с результатами, которые были получены сейчас.

Прежде всего следует заметить, что эта тема привлекла внимание ученых много лет назад. Прошло около сорока лет с тех пор, как доктор Бакленд в одном из Бриджуотерских трактатов указал на необходимость тщательного изучения наших запасов угля, чтобы Англия не дрейфовала неосознанно к тому, что он назвал «битуминозным банкротством». В то время количество угля, добываемого ежегодно в Англии, составляло всего около сорока миллионов тонн. Десять лет спустя годовая добыча выросла до пятидесяти миллионов тонн; и тогда еще один предостерегающий голос был поднят доктором Арнольдом. Прошло еще десять лет, и годовая добыча увеличилась до 83 635 214 тонн, когда мистер Халл сделал поразительное заявление, что наших запасов угля нам хватит лишь примерно на два столетия, если не будут приняты какие-то меры, чтобы сдержать расточительные расходы наших «черных алмазов».

Но несомненно, именно обращение сэра У. Армстронга к Британской ассоциации в 1863 году впервые пробудило внимание страны к важности этого предмета. «Величие Англии», — сказал он, — «во многом зависит от превосходства ее угля, по дешевизне и качеству, над углем других наций. Но мы уже извлекли из наших лучших шахт гораздо большее количество угля, чем было добыто во всех остальных частях света вместе взятых; и время не за горами, когда нам придется столкнуться с недостатками повышенной стоимости добычи и уменьшенной ценности продукта». Затем он подвел итог состоянию дела, как он его видел. «Общее количество доступного угля, существующего на этих островах, было рассчитано в 80 000 миллионов тонн, которые при нынешнем уровне потребления были бы исчерпаны через 930 лет; но при продолжающемся ежегодном увеличении на 2¾ миллиона тонн хватило бы только на 212 лет».