Ньютон начинал с очень общих и малоубедительных космологических принципов, но они были гораздо лучше обоснованы, чем выдвинутые вслед за ним в XVIII в. Так уж получилось, что в первой половине этого столетия некоторое интеллектуальное превосходство оказалось отданным человеку с совершенно другой профессиональной квалификацией – Томасу Райту из Дарема. Сначала Райта отправили на обучение к часовому мастеру, но он самостоятельно изучил практическую астрономию в объеме, достаточном для успешного преподавания навигации и работы землемером. Последняя должность побудила его написать довольно качественную работу об английских и ирландских древностях, и во вторую половину своей жизни он работал архитектором, не имея никаких выдающихся заслуг в области астрономии. О нем до сих пор вспоминают в связи с этой наукой, поскольку его идеи главным образом были подхвачены и слегка подправлены другими.

В 1742 г. Райт подготовил «ключ к небесам» – книгу, в которой содержалось пояснение очень большого (2,2 квадратного метра) плана мироздания, каким оно являлось по его мнению. В 1750 г. он опубликовал свою наиболее известную работу «Оригинальная теория или новая гипотеза строения Вселенной». Райт особенно старался внести в свою схему религиозное измерение. Еще в 1734 г. в лекции-проповеди, проиллюстрированной одной из его больших бумажных схем, он отождествил божественный центр Вселенной с гравитационным центром, вокруг которого, как он полагал, движутся по своим орбитам Солнце и звезды. Это движение, косвенно подтверждаемое собственными движениями звезд, открытыми Галлеем, остроумно объясняло, почему Вселенная не коллапсирует на какое-то одно тело под действием сил гравитации – проблему, так волновавшую Бентли.

Млечный Путь в ранней модели Райта представлял собой поперечное сечение Вселенной, если смотреть на нее в направлении основного центра. Она не была продумана до конца, и в 1750 г. он видоизменил модель, поместив звезды (включая наше Солнце) в тонкую сферическую оболочку (ил. 178). Если смотреть внутрь или вовне оболочки, то можно увидеть лишь небольшое количество звезд, но если направить взгляд вдоль направления, параллельного тангенциальной плоскости оболочки, то звезды представляются очень плотно расположенными друг к другу. Это была довольно простая гипотеза, более или менее удачно объяснявшая наблюдаемое на самом деле. Млечный Путь, как известно, имеет местами клочковатую структуру и неоднороден, но предполагалось, что это неоднородности в самой вселенской оболочке. Однако, по мнению Райта, существуют и другие возможные модели. Одна из рассмотренных им моделей представляла собой плоское кольцо, нечто вроде тонкого среза сферической оболочки. Млечный Путь объяснялся как эффект, порождаемый взглядом, направленным вдоль какой-либо из касательных к кольцу, и вновь взгляд внутрь и вовне будет продуцировать только разреженное распределение звезд, хотя в данном случае перепады в истинном Млечном Пути будут воспроизводиться чуть лучше. Конечный итог рассуждений Райта: наша Вселенная может состоять из множества подобных звездных систем, каждая из которых обладает своим сверхъестественным центром.

Сохранившаяся рукопись («Переосмысление») демонстрирует, что эта схема не вполне его удовлетворяла. Согласно его новому предположению, божественный центр был окружен бесконечным количеством концентрических оболочек. Снаружи, как он полагал, каждая из них выглядит как раскаленное солнце, но изнутри они сплошь покрыты вулканами, которые мы воспринимаем как звезды и как Млечный Путь. Бог вершит свой суд, считал он, перемещая душу с какой-либо сферы на ту, что находится ближе к центру.

Посредством своих моделей Райт показал, сколь много гипотез может быть нафантазировано с помощью одного лишь пылкого воображения, и сколь ненадежны свидетельства, которые позволили бы правильно выбрать между ними. Похоже, что ни одно из этих соображений никак не обеспокоило величайшего философа Иммануила Канта. Кант ознакомился с книгой Райта по единственному источнику – рецензии, написанной на нее в одной гамбургской газете в 1751 г. Однако, так уж получилось, рецензент допустил ошибку в нескольких существенных моментах. В своей книге «Всеобщая естественная история и теория неба», опубликованной в 1755 г., Кант показывает, что он отказывается признавать сверхъестественную природу центра в теории Райта, а потому преобразует кольцевую модель последнего в модель диска. Ввиду шаткости оснований идей Райта из них невозможно было вывести никаких серьезных следствий, и Кант добавил к уже имеющемуся арсеналу определенное количество собственных абстрактных соображений.

Солнце и планеты Солнечной системы, считал он, могли возникнуть в результате сгущения некоторого разреженного первичного вещества (возможно, здесь имеет смысл вспомнить картезианскую теорию). Он привел весьма приблизительное, качественное «ньютоновское» объяснение того, как под действием гравитации эта диффузная материя могла собраться в диск до начала сгущения, и полагал, что этот процесс протекает во всей Вселенной. Таким образом, согласно Канту, Вселенная была задумана как нестационарная. Затем эволюция тел и сжатие солнц достигает критического момента, когда они взрываются, превращаясь в тонкую материю, после чего процесс повторяется сызнова. Он полагал, что этот процесс протекает на всем протяжении бесконечного пространства в ходе бесконечно длящегося времени. Этим концептам было суждено доставить ему массу проблем в его более поздних так называемых критических философских сочинениях.

Когда около 1749 г. Иоганн Генрих Ламберт впервые серьезно задумался над структурой Млечного Пути, он, если верить его собственным словам, ничего не слышал о работах Райта и Канта. Будучи ближе к Канту, Ламберт представлял структуру Млечного Пути в форме (собирающей) линзы, но Солнце и ближайшие к нему звезды, считал он, образуют подсистему в составе этого общего образования – одну из многих подобных подсистем. Аналогичным образом он предположил, что Млечный Путь – это член системы более высокого порядка, состоящей из других млечных путей. В отличие от Райта и Канта Ламберт был хорошим математиком. Он знал о трудностях, с которыми столкнулись Эйлер (одно время они работали вместе) и другие, разрабатывая теорию возмущения Юпитера и Сатурна, и решил, что внутри Солнечной системы должны действовать силы, исходящие извне. (Позже он попытался самостоятельно представить движение двух планет с помощью эмпирических уравнений и даже предвосхитил некоторые результаты, полученные в свое время Лагранжем, исходя из теоретических оснований.) Это укрепило его представления об иерархическом устройстве Вселенной, и хотя его рассуждения были исключительно умозрительными, он являл собой пример астронома, пытающегося ввести влияние крупномасштабного распределения материи во Вселенной в анализ конкретных локальных событий.

Идеи Ламберта были опубликованы в 1761 г. в книге «Cosmologische Brife» («Космологические письма») и обрели популярность как в Германии, так и за ее пределами, поскольку их перевели на французский, русский и английский языки. Неизвестно, когда Гершель впервые наткнулся на эту работу, но в любом случае в то время шло широкое обсуждение проблемы туманностей: можно ли их также разрешить на звезды? Когда он занимался изучением туманностей в 1780‐х гг., его телескопы лучше всего подходили для ответа на этот вопрос, чем какие-либо еще во всем мире, и вскоре, к его радости, он обнаружил, что многие из них (в порыве воодушевления он сказал: «большинство») действительно разрешаются. Однако в 1790 г. он выступил с подтвержденными опасениями в наличии и другого класса туманностей, поскольку впоследствии он обнаружил, что некоторые из них очевидным образом представляют собой светящееся газовое облако с единственной центральной звездой. Это открытие не отменило истинность предыдущего, но внесло известную неопределенность в лексикон, используемый другими участниками дискуссии.

Скопления звезд хорошо согласовывались с идеей процесса собирания материи под действием гравитации, который завершался в местах, где звезды первоначально были ближе друг к другу, чем обычно. Он обнаружил такие скопления и в самом Млечном Пути. В серии статей, опубликованных между 1784 и 1789 гг., он представил доказательства и анонсировал предварительные выводы своего исследования Млечного Пути в целом.

Как ему удалось очертить его контур без знания расстояний до звезд? Он принял два допущения: 1) его телескоп способен проникать в самые далекие пределы Млечного Пути, и 2) звезды в пределах нашей звездной системы распределены равномерно. Исходя из этих предположений, его программа сводилась к подсчитыванию звезд внутри одинаковых участков неба, расположенных внутри соответствующего ему (телесного) угла. Он называл такой подсчет звезд «черпками». Использованный им 20-футовый телескоп-рефлектор обладал полем зрения около 15 минут дуги. Иногда он не видел ни одной звезды в таком сегменте или регистрировал пару-тройку звезд, однако был и такой участок, в котором он зарегистрировал целых 588 звезд. Он взял образцы подобных черпков из более чем 3000 участков на небе. Гершель конечно же понимал: допущения, лежащие в основе его звездных черпков, не отличаются безукоризненностью, но он надеялся на то, что они позволят получить статистически приемлемые результаты, и действительно, если бы мы сегодня ничего не знали о методе, с помощью которого был получен его первый рисунок, датируемый 1785 г., мы решили бы, что он добился довольно крупного успеха (ил. 179).

Вызывает определенное сожаление следующий факт: по мере того как совершенствовалась техника Гершеля и после того как начиная с 1789 г. он стал использовать 40-футовый телескоп, его уверенность в сделанной ранее работе пошатнулась. Принцип равномерного распределения оказался неприемлемым, и новый телескоп обнаружил очень много звезд в черпках. Поэтому он не мог гарантировать, что создание еще более мощного телескопа не добавит к ним другие звезды. Однако он все еще держался за свою веру в сгущение и скучивание под действием гравитации, поскольку чем дольше он наблюдал, тем больше находил примеров как одного, так и другого, то есть – как туманностей с единственной звездой в центре, так и звезд в скоплениях, поддававшихся разрешению. Он обнаружил области, расположенные на противоположных сторонах неба, которые казались чрезвычайно густонаселенными, и эти свидетельства наряду с другими полученными им доказательными материалами хорошо согласовывались с тем, что сегодня называют спиральной формой нашей Галактики. В статье 1814 г. он обратил внимание на то, каким образом скопления звезд располагаются относительно плоскости Млечного Пути (рассеянные скопления, как мы сегодня понимаем, являются частью нашей Галактики). Он считал, что им угрожает опасность подойти на слишком близкое расстояние к нашему галактическому центру под действием сил гравитации и таким образом положить конец Млечному Пути. Однако эти опасения снимаются, если принять во внимание динамические (вращательные) эффекты. Как бы к этому ни относиться, это означало, что наконец-то настало время полноценной наблюдательной космологии.

Другие астрономы приняли эстафету черпков от Гершеля. Джон Гершель продолжил работу своего отца в Южном полушарии в Фельдхаузене – в старинном поместье на юго-востоке от Кейптауна (ил. 180). Астрономическую традицию учредил на этом мысе Лакайль, работавший здесь с 1751 по 1753 г., а в 1820 г. на нем была основана британская обсерватория с практической целью улучшения навигации в южных водах. Находясь на мысе, Джон Гершель использовал отцовские телескопы, включая 20-футовый рефлектор и меньшие инструменты, когда-то столь успешно применяемые его тетей Каролиной; в целом он придерживался того же метода, что и Гершель-старший. Джон Гершель был прекрасным математиком и, вероятно, добился бы известности на этом поприще, если бы не обратился к астрономии из уважения к отцу. Он обучился у отца мастерству изготовления зеркал и самостоятельно сделал несколько больших телескопов. К 1838 г. его каталог насчитывал 1707 туманностей и скоплений, 2102 двойные звезды, и, продолжая собирать черпки, он насчитал 68 948 звезд в 2299 секторах обзора. Он обратил внимание на то, что Южное полушарие богаче звездами, чем Северное. Позже Отто Вильгельм Струве подтвердил многие из его заключений, в частности расположение Солнца не в галактической плоскости – оно немного смещено относительно этой плоскости к северу.

Струве объединил наблюдения Гершеля с другими наблюдениями, произведенными Бесселем и Фридрихом Вильгельмом Августом Аргеландером для нахождения формулы, выражающей явную тенденцию ярких звезд располагаться вблизи плоскости Млечного Пути. Струве был продуктивным и необычайно энергичным астрономом, с молоком матери впитавшим традицию проведения систематических звездных обзоров, чему его научил его отец Фридрих Георг Вильгельм Струве – директор новой Пулковской обсерватории, располагающейся недалеко от Санкт-Петербурга в России. Пулково, основанное в 1838 г. под патронатом царя Николая I, оснастили 38-сантиметровым (15-дюймовым) телескопом-рефрактором, который на то время являлся самым большим в мире. В то время на счету двадцатилетнего Отто уже был двухлетний опыт работы в Дерптской обсерватории. Он провел в Пулковской обсерватории пятьдесят лет и стал отцом двух широко известных астрономов и дедом еще двух. В следующей главе мы подробнее поговорим об этой династии и связи между Дерптом и Пулково. Здесь уместно будет отметить громадное влияние, которое оказали на Отто Вильгельма Струве образцовая работа Уильяма Гершеля и заложенные им методы. Полностью разделяя взгляды Гершеля на образование звезд, Струве провел ряд интенсивных исследований Большой туманности в Орионе. Она, как ему казалось, могла являться многообещающим очагом рождения звезд, находящимся в пределах досягаемости телескопа, и в которой он, по его утверждению, зарегистрировал в 1857 г. изменения, имевшие место за время его исследований. Он уделял значительно меньшее внимание звездным системам и, по всей видимости, являлся типичным представителем астрономического большинства своего времени, решительно настаивая на том, что Млечный Путь – уникальная система, простирающаяся, вполне возможно, на бесконечное расстояние.