до н.э.), крупнейшим астрономом Древней Греции и всего доптолемеевского периода, труды которого не сохранились, нор об основных идеях которого известно от Птолемея.
Глава 5.
Математическая астрономия: эксцентры и эпициклы. От Птолемея к Проклу
Клавдий Птолемей (ок. 90 – ок. 168 гг.), крупнейший греческий математик, принимает аристотелевский принцип геоцентризма и обоснование этого принципа на основании аристотелевской физики. Однако принцип «спасения явлений» понимает как чисто математическую задачу.
В том, что все движения должны быть круговыми, Птолемей согласен со всей предшествующей традицией. Он лишь молчаливо опускает аристотелевское требование одного-единого центра для всех движений. Поскольку для математика, по Птолемею, конечная цель должна заключаться в доказательстве того, что все планеты осуществляют равномерные круговые движения, а такое движение сохраняется и при принятии эксцентров, эпициклов и экванта, то простые гомоцентрические сферы уступают у Птолемея место множеству круговых движений вокруг различных центров.
Для объяснения неравномерности движения светил и изменения их яркости Птолемей использовал конструкцию, геометрически эквивалентную эксцентру, но с помощью которой можно было объяснить также и попятное движение светил. Она основывается на введении эпициклов, идея которых также принадлежит Аполлонию Пергскому.
Согласно этой конструкции, Земля находится в центре большой окружности, называемой деферентом, по которой равномерно движется точка S, являющаяся центром второй, меньшей окружности, называемой эпициклом (рис. 2).
Рис. 2 Рис. 3
По эпициклу движется светило. Если периоды обращения по деференту и эпициклу равны между собой, то в результате сложения обоих движений светило движется вокруг Земли по окружности, обозначенной на рис. 2 штриховой линией, которая есть не что иное, как эксцентр. Однако в модели Птолемея ни деференты, ни эпициклы не были тождественны Аполлониевым. У Аполлония деференты представляли собой окружность, Птолемей же, указав, что невозможно объяснить наблюдаемые движения планет с помощью равномерного движения их эпициклов по деферентам, ввел понятие экванта, или уравнивающей точки. Как видно на рис. 3, Земля помещалась на некотором расстоянии от центра окружности О. С противоположной стороны на том же расстоянии от центра, что и Земля, находилась точка Е, называемая эквантом. Движение центра эпицикла по деференту определялось следующим условием – оно должно было казаться равномерным, если смотреть на него из экванта. Для наблюдателя, находящегося на Земле или в центре окружности О, движение уже не было равномерным. Теперь для согласования теоретически предсказываемого движения планеты с данными наблюдения надлежало соответствующим образом подобрать положение центра деферента, а тем самым и экванта.
С помощью