Тщетно разыскиваемая Кеплером прочная физическая основа, необходимая для обоснования созданной им планетной астрономии, была в итоге предложена Ньютоном в его теоретической механике, построенной на фундаменте, заложенном его предшественниками, и теории гравитации, которую он по праву мог считать собственным детищем. Последствия применения ньютоновского труда в астрономии оказались настолько значительными, что лихорадочные поиски, предпринимаемые в переходный период, зачастую просто упускались из виду. Для понимания их сути мы должны, во-первых, отдать себе отчет в том, насколько мало были тогда известны законы Кеплера, равно как зиждущиеся на них астрономические таблицы. За исключением Меркурия и Марса, орбиты знакомых планет не так уж сильно отклонялись от круговых траекторий. Закон площадей можно было оценить лишь весьма косвенно, и в первое время он не так уж часто принимался во внимание астрономами. Третий закон, связывающий периоды обращения планет с размерами их орбит, был более наглядным, поэтому Джереми Хоррокс и Томас Стрит использовали его для выведения (относительных) размеров орбит из проще измеряемых периодов. Для большинства тех, кто не принадлежал к числу людей, предубежденность которых не позволяла им даже задуматься о том, чтобы познакомиться с коперниканскими идеями Кеплера, реальной проверкой могла послужить беспрецедентная точность его Рудольфовых таблиц, и все же даже такой завзятый коперниканец, как многоуважаемый бельгийский астроном Филипп ван Лансберг, а также его последователь Мартин Гортензий, оказались неспособны оценить заслуги Кеплера. Ван Лансберг составил настолько неточные таблицы, как будто Кеплер и вовсе на свете не существовал, тем не менее они дважды переиздавались, слегка подправлялись другими астрономами и более тридцати лет находились в употреблении на всей территории Европы. Их нещадно раскритиковал, не оставив камня на камне, в своей небольшой, но блестящей книге фризский адепт законов Кеплера Ян Фоккенс Холварда из Франекера. Подписывая созданные им произведения латинизированной формой своего имени Йохан Фокилид Холварда, он дважды выступал с печатной критикой – сначала в 1640 г., а затем (в другой книге) в 1642 г. Надо признаться, что, судя по всему, эти книги вызвали серьезный интерес лишь у нескольких астрономов.

Мы еще будем говорить о Холварда в главе 16 в связи с его измерением периода изменения блеска звезды Мира. Это было важное открытие, хотя до возникновения прочных связей между астрономией и спектроскопией (это случилось в XIX в.) исследование переменных звезд не могло достичь значительного реального теоретического прогресса.

Похоже, что критика Хоррокса, не говоря уже о его общей позитивной поддержке Кеплера в вопросах планетной теории, имела гораздо более серьезные последствия. Одна из нерешенных проблем, оставленных Кеплером, связана с уравнением эксцентрической аномалии (мы разбирали его выше на с. 493). Как мы уже объясняли, у него не было точного решения, которым могли бы воспользоваться астрономы. Хоррокс, как и Бонавентура Кавальери, живший примерно в это же время, неоднократно пытались решить его; они получили похожие формулы аппроксимации, хотя, судя по всему, работали независимо друг от друга. Хоррокс выступал против магнитных теорий Кеплера и предлагал заменить их альтернативной моделью конического маятника – отвеса, вращающегося по овальной орбите. В 1660‐х гг. секретарь Королевского общества в Лондоне Роберт Гук возродил эту аналогию. Если бы Хоррокс не умер в столь юном возрасте в 1641 г., его идеи могли бы привести его к открытию чего-нибудь более ценного.

Многие из ведущих европейских астрономов были не вполне удовлетворены работами Кеплера по причинам, имеющим малое отношение к предсказанию положений планет. Заслуживает упоминания пример преданного поклонника Кеплера Исмаэля Буйо. Будучи французским кальвинистом из Лудена, обращенным в католичество и ставшим после этого рукоположенным священником, он стал общаться в кругу парижских астрономов около 1633 г., в самый разгар галилеевского кризиса в католической церкви. Это не помешало ему выступить в защиту Галилея, объединив усилия со своим другом Гассенди. Он принял эллиптические орбиты Кеплера и опубликовал в 1645 г. основанные на них таблицы, но с другим, не кеплеровским законом движения.

Кеплер пытался применить закон обратных квадратов к освещению, чтобы обосновать аналогию между светом и силой; это объяснило бы его математические законы планетного движения. Буйо рассмотрел данный вопрос в своей работе 1638 г. еще до того, как внести в него свои изменения. В печатном виде его рассуждения появились в работе под названием «Philolaus» (1639), названной в честь Филолая, предполагаемого автора пифагорейской астрономии, в которой Земля была выведена из центра Вселенной. (В античном мире даже Платона обвинили в плагиате из Филолая, когда он писал своего «Timaeus».) Однако до широкой аудитории замечание о попытках Кеплера открыть движущую силу планет было донесено Буйо в другой, значительно более совершенной книге «Astronomia philolaїca» (1645). Он боролся за воссоздание кеплеровской аналогии со светом и несколько раз выступал с острой критикой предвзятой аргументации Кеплера, когда тот пытался сделать эту аналогию рабочей. Его восхищение математической стороной работы Кеплера никогда не вызывало сомнений.

Планетная теория самого Буйо была кинематической, то есть не предполагала участие сил и отличалась исключительной описательностью – такой, как и все планетные теории до Кеплера. Она невероятно сложна и содержит множество математических ошибок, на некоторые из них указали в свое время Пол Нил и савилианский профессор астрономии в Оксфорде Сет Уорд. В своей «Astronomia philolaїca» Буйо использовал законы, в лучшем случае полученные им интуитивно. Например, он полагал, что перемещаясь со средним движением на 90° от афелия, планета достигает скорости, которая является средним арифметическим истинных скоростей планеты в афелии и перигелии. Единственной траекторией, удовлетворяющей этому правилу, как он решил, является сечение конуса (он рассматривал наклонный конус). Безусловно, любой эллипс представляет собой коническое сечение, и именно эта фигура была принята им в качестве траектории. Таким образом, он, как и Кеплер, говорил об эллипсе, но его законы движения, то есть законы, позволяющие рассчитывать эксцентрическую аномалию, очень сильно отличались от кеплеровских. Впрочем, как показал Уорд, их нельзя было вывести и из основополагающих принципов самого Буйо.

Согласно этим законам, как показал Уорд, планета должна двигаться с постоянной скоростью вокруг пустого фокуса эллипса – фокуса, не занятого Солнцем. Затем, проявляя непонятную почтительность, Уорд принимает этот закон, что делает пустой фокус как бы точкой экванта этого движения. Этот альтернативный способ расчета планетного движения опубликован им в «Astronomia Geometrica» (1656), и в числе лиц, которым была посвящена указанная книга, значился Буйо. Тот ответил своей книгой, вышедшей в 1657 г. В ней Буйо признал некоторые ошибки и осадил Уорда, обратив внимание главным образом на непрактичность предложенного им способа выведения планетных параметров. Этот эпизод доказал только одну вещь: астрономия – теоретическая наука, работающая в пределах, задаваемых методикой проведения наблюдений, посредством которых она должна была либо подтверждаться, либо опровергаться.

Многие люди, не обладавшие столь развитым интеллектом, не понимали, что результаты, полученные Буйо, значительно уступали результатам Кеплера, и почти неизбежно напрашивается вывод: это имело место только потому, что Буйо был откровенным адептом вульгарной астрологии и его работы в этой области принимались ими на веру столь же слепо и с такой же готовностью. И Джереми Шекерли, и Джон Ньютон, и Винсент Уинг – все они работали в этом направлении и составляли астрономические таблицы для Лондона, находясь под сильным влиянием Буйо. Исаак Ньютон отметил точность таблиц Буйо, что, вероятно, вызвало удивление, если принять во внимание их общеизвестные недостатки. Буйо был избран членом Королевского общества, но никогда не избирался в Парижскую академию, и это находилось в полном согласии с неудовольствием, выраженным Гюйгенсом и Пикаром в отношении его таблиц, которые, как они считали, значительно уступали Рудольфовым таблицам. Кроме того, благодаря работам Хоррокса, уже опубликованным (посмертно) к тому времени, они знали, что значение Буйо для среднего солнечного параллакса (141″) чрезмерно завышено.

Одна из наиболее досадных привычек астрономов XVII в. (в ней были отчасти повинны средневековые астрономы, хотя они заслуживали большего снисхождения) заключалась в том, что при составлении планетных таблиц они использовали параметры, взятые из несогласуемых друг с другом теорий. При подготовке своей «Astronomia Carolina» (1661) проживавший в Лондоне ирландец Томас Стрит использовал параметры, взятые из работ Кеплера, Буйо, Хоррокса и других, тщательно сочетая их таким образом, чтобы проверку можно было осуществить только a posteriori, как будто его планетные таблицы позволяли получать более точные прогнозы, чем таблицы большинства его конкурентов. При этом не проводилось никакого систематического сличения с реальным движением неба, и представляется весьма вероятным, что, к примеру, восхищавшийся ими Флемстид не имел ясного представление о том, как все это следовало проверить. Эти таблицы были переизданы в 1689 г. с небольшими поправками, внесенными Николасом Гринвудом, переведены на латинский язык Иоганном Габриэлем Доппельмайером в 1705 г., а в период между 1710 и 1728 гг. переиздавались целых пять раз Эдмондом Галлеем и Уильямом Уистоном (в случае Уистона они стали частью его собственной книги). Ньютон узнал о первом и третьем законах планетного движения Кеплера, познакомившись с книгой Стрита «Astronomia Carolina». Второй закон был, по всей видимости, усвоен им после прочтения книги Николая Меркатора «Institutiones astronomicae» (1676).

Человеком, который, по сути, положил конец гипотезе Буйо – Уорда с эквантом в пустом фокусе, стал Меркатор, уроженец Дании, его настоящее имя Николаус Кауфман, перебравшийся впоследствии в Англию. Он также показал, что предложенный Кассини метод определения линии апсид планетной орбиты опирается на указанную гипотезу, поэтому оба эти способа должны быть отвергнуты. Меркатор более известен как математик, нежели астроном, но в том, что касается астрономии, он помог рассеять туман, заслонявший Кеплера от более поздних астрономов-теоретиков.

Несмотря на ошибки в прогнозах, астрономы долго не вносили исправлений в лунные теории Тихо, так как его идеи, возможно, были настолько сложны, что большинство из них считали их недоступными для понимания. Важный прорыв удалось сделать в 1672 г., когда Флемстид опубликовал лунную теорию Хоррокса. Хотя теория оказалась незавершенной, она выявляла (с большим количеством промежуточных отсылок к подходу Кеплера) как вариации эксцентриситета орбиты, так и колебательные движения по линии апсид. Одни рукописи Хоррокса были разрозненны, а другие – утрачены, но те из них, которые имели отношение к прохождению Венеры по диску Солнца, опубликовал Гевелий, а остальные – Королевское общество в 1672–1673 гг. (Подробнее об увлеченности Хоррокса идеями Кеплера см. выше на с. 538.) Флемстид добавил к этому изданию таблицы, внеся определенные улучшения в процесс проведения расчетов (и вместе с ними серьезную ошибку, впоследствии исправленную Галлеем). Величайшая заслуга Флемстида состоит в том, что он признал дарование Хоррокса, умершего за тридцать лет до этого.