книги из ГПНТБ / Кубесов, А. К. Математическое наследие аль-Фараби
.pdf120
[DE известна]; следовательно, и DG известна; |
будет |
|||||
известна и GE, так как ЕН — косинус дуги А В ; поэто |
||||||
му BG — известна; следовательно, [сумма] |
квадратов |
|||||
BG и CD равна квадрату BD; поэтому BD известна и, |
||||||
значит, отношение BD к DG известно. Если BD рассмо |
||||||
|
трим как |
половину |
диаметра |
|||
А |
[другого круга] |
и примем ее ве |
||||
личину |
равной шестидесяти |
|||||
|
||||||
|
частям, то BD относится |
к DG, |
||||
|
как 60 к |
DG; |
следовательно, |
|||
|
будет известно и DG в |
отноше |
||||
|
нии к шестидесяти частям; она, |
|||||
|
т. е. DG, будет |
синусом |
угла |
|||
|
GBD; поэтому |
будет |
известен |
|||
|
угол GBD; этот угол и есть угол |
|||||
|
уравнения [Солнца]. Это то, что |
|||||
|
мы хотели доказать» |
[54, стр. |
||||
|
165]. |
|
|
|
|
|
|
Аль-Фараби для определения |
|||||
|
уравнения (та’дил) Солнца |
опи |
рается на эксцентрическую гипотезу, по которой Солн це движется в плоскости эклиптики по кругу с цент ром, не совпадающим с центром эклиптики (т. е. по эксцентрическому кругу).
По известным величинам: эксцентритету {ED= e), радиусу эксцентрического круга (BE= г= 60) и анома лии (ВЕН=х) аль-Фараби находит уравнение Солнца
(*/)•
Приводим ход рассуждений аль-Фараби в современ ных обозначениях. Поскольку ABEH~ADEG, то со ставим пропорцию:
— ^=§§ , где В Е = г = 60, BH=rsm x, D E=e, |
отсюда |
||
D G= |
EDflgH = е в;—; аналогично находится |
и EG: |
|
7-,/-, |
E D - E H |
e c o s x |
|
:EG— |
EB |
— —p— . |
|
Теперь из прямоугольного треугольника BDG по теореме Пифагора аль-Фараби находит BD:
BD = -р-Кe2+ r 4+2er2cos х .
Затем определяется отношение BD к DG, т. е. coseci/=
121
= ^ , где у = A.GBD, при этом BD принимается
как радиус нового круга с центром в точке В, который также предполагается равным шестидесяти частям. Затем аль-Фараби переходит в неявной форме к синусу того же угла.
Отметим, что этот последний прием, т. е. переход к новому кругу, у аль-Фараби носит стандартный ха рактер, и он его применяет везде при математическом описании движения любого из небесных светил.
Таким образом, аль-Фараби получает:
sinz/ =
Следовательно,
1 DG
cosecу ВТ)
esin х
s m у = , ....г—г_------- : ,
Y e2~hri -j-2er2cos х
отсюда
у = arc sin
е sm х
Y ea+ r 4-l-2er2 cos*
Далее аль-Фараби отмечает, что поскольку угол АЕВ — внешний угол треугольника BDE, то угол АЕВ
вданном случае больше угла EDB на величину угла поправки, т. е. угла EBD. Поэтому эту поправку следу ет вычесть из величины аномалии или прибавить к ней
взависимости от положения Солнца относительно его апогея, который, как предполагают, находится в созвез
дии Овена.
Следовательно, движение Солнца аль-Фараби опи сывает с помощью функции
y(t)= x{t)±y(t),
где у — истинное перемещение Солнца в его неравно мерном движении по эклиптике, х — его среднее пере мещение в равномерном движении по эксцентрической
орбите, у — «уравнение Солнца» или поправка, т. е. разность истинного и среднего перемещения Солнца.
Аль-Фараби здесь же отдельно рассматривает дви жение Солнца в случае, когда величина аномалии боль ше 90°, но меньше 180°, т. е. 90°-<л;<180о. По этому
122
поводу он пишет: «Если аномалия больше девяноста [градусов], то проведенные линии имеют вид, указан ный в этом рисунке [рис. 38].
Дуга АВ и ее дополняющая ВС известна, следова тельно, угол СЕВ известен. Угол G — прямой, поэтому угол EDG известен; стороны треугольника EDG изве стны, так как DE — известна, BE — шестьдесят частей, следовательно, GB известна; ее квадрат вместе с квад ратом GD равен квадрату BD. Следовательно, BD из вестна. Остальные доказываются как в предыдущем предложении» [54, стр. 165—166].
Как видно из текста, ход рассуждений аль-Фараби в этом случае совершенно аналогичен приведенному вы ше и нетрудно проверить, что получается та же самая формула для описания движения Солнца, т. е.
y{t)= x(t)± y{t).
Метод вычисления уравнения Солнца аль-Фараби в дальнейшем на Востоке был развит в трудах ряда уче ных, среди которых особое место занимает исследова ние аль-Бируни.
Аль-Бируни описывает движение Солнца исходя из эксцентрической модели с помощью аналогичной функ ции, как и аль-Фараби [81, стр. 16].
Тригонометрические функции аль-Фараби применя ет и для описания движения Луны с помощью первого
123
и второго уравнений (неравенств). При этом он, как и Птолемей, пользуется комбинациями обеих гипотез — указанной выше эксцентрической и эпициклической, согласно которой небесное светило движется по неболь шому кругу — эпициклу, центр которого движется во круг Земли по концентричному с эклиптикой «несуще му кругу» — деференту.
В шестнадцатой главе «Книги приложений» альФараби приводит метод определения первого уравне ния (неравенства) Луны. Это неравенство движения Лу ны зависит от положения Луны относительно своего апогея. Он это уравнение находит следующим образом: «Пусть ABCD — круг эксцентритета, его центр Е, диа метр AD, G — центр наклонного круга, Н — точка экванта, [от которой к центру эпицикла проведена линия через апогей] и перигей эпицикла, т. е. через М и N [рис. 39]; LKC — круг эпицикла с центром в точке В; L — тело Луны. Угол GBH есть угол уравнения, AGB — угол двойной аномалии; EG и GH равны между собой и каждая из них равна двенадцати с половиной частям в отношении АЕ, которая берется равной шестидесяти частям. EF и Ш перпендикулярны к BI; угол EGF из вестен, а угол F — прямой, поэтому оставшийся угол Е также известен. Следовательно, стороны треугольни ка EGF известны, ЕВ содержит шестьдесят частей, ее квадрат равен квадратам BF и ЕЕ, отсюда BF известна и поэтому BG известна. Углы треугольника EGF рав ны соответственно углам треугольника GIH; поэтому GI относится к GF, как FE к HI.
Поскольку EG и GH равны между собой, то равны соответственно IG и GF, а также EF и Ш. Следователь но, сумма BI известна, ее квадрат вместе с квадратом Ш равен квадрату ВН, поэтому ВН известна. Если сде лаем точку В центром и опишем круг на расстоянии ВН, то Ш будет синусом угла IBH в отношении полудиаметра ВН, который предполагается равным шести десяти частям. Следовательно, Ш известна в отноше нии к ВН. Тогда угол IBH известен; поскольку угол IBH равен углу МВК, дуга МК известна. ML — анома лия Луны, a LK аномалия в отношении к АВ, которая является двойным расстоянием. Оно меньше девяноста градусов. Этим же способом определяется угол уравне
124
ния, если двойное расстояние больше девяноста граду сов. Если оно больше ста восьмидесяти градусов, то следует вычесть уравнения от аномалии» [54, стр. 166].
Как видно из текста, в математическом плане ме тод определения первого уравнения аль-Фараби прин ципиально не отличается от метода нахождения урав нения Солнца, разве только видом формулы, для кото рой в данном случае получается более сложное выра жение.
Аль-Фараби, рассматривая прямоугольный тре угольник EFG по известной гипотенузе и известным уг лам, по плоской теореме синусов находит EF и FG.
Пусть Z_EGF=x, EG—GH =a, В Е = г; тогда EF—
—EGsinG=asinx, FG=EGcosG=acosx; теперь из пря моугольного треугольника BFE по теореме Пифагора определяет:
B F = V r2- a 2sm 2x .
В силу AEGF— AIGH получаются IG=FG, EF=
=Н 1; поэтому
HT=asin^ , BI=BF-\-2FG= V^r2—a2sin2x-\-2acos x .
Из прямоугольного треугольника BHI по теореме Пифагора
В Н = VУ хг2—a2 sin2-e-f2acosx)2 + o2sm2x.
После этого, применяя тот же прием, что и в случае определения уравнения Солнца, описывает круг с цент ром в точке В, т. е. в центре эпицикла, с радиусом ВН, принятым равным шестидесяти частям, и находит си нус искомого угла, т. е. первого уравнения Луны.
. ~ HI sin У— вн ,
a sin х
a sin*
у = arc sin
V ( V * = a 2 sin 2х + 2 a cos х ) 2+ а 2sin2* )
125
В семнадцатой главе «Книги приложений» аль-Фа раби математически аналогичным образом дает описа ние движения Луны с помощью нахождения его второ го уравнения (неравенства), которое зависит от положе ния Луны относительно Солнца: «Пусть АВС — круг эксцентритета, его центр — точка Е ; С — центр на клонного круга, HF — эпицикл с центром в точке А [рис. 40]. Пусть F место Луны, поскольку Луна дви
жется в эту сторону; проведем FA, FG и ЕК, перпенди кулярную к АН. Угол FGH есть угол уравнения; FK — синус аномалии уравнения, т. е. дуги FH, а А К —коси нус этой дуги. Каждая из них известна в отношении FA, которая равна пяти с четвертью частям. Посколь ку AF относится к FK как синус большего угла к си нусу аномалии и ЕА содержит шестьдесят частей, то GK известна. Ее квадрат вместе с квадратом KF равен квадрату FG\ отсюда FG известна. Если сделаем точ ку G центром и опишем круг на расстоянии FG, то FK будет синусом дуги угла FGK в отношении величи ны GF, которая нам известна. Следовательно, FK из вестна в отношении FG, которая содержит шестьдесят частей. Это и есть синус дуги уравнения. Подобное на блюдается, если Луна находится в точке D. Тогда угол DAE известен, DL — его синус, a AL — косинус. По первому способу получается DL в отношении GD, рав
126
ной шестидесяти частям, это есть синус дуги |
угла |
DGL, являющегося углом уравнения» [54, стр. 166— |
|
167]. |
|
Аль-Фараби здесь из прямоугольного треугольника |
|
AKF по A.FAK— X, AF— a, используя теорему |
сину |
сов, находит FK и А К : |
|
; F K = a sin х; А К = у аг—егвигя = a cos х, |
|
отсюда GK=GE+EA-\-AK— e+r+acosx, где |
GE— |
— е, ЕА --- г. |
|
Теперь из прямоугольного треугольника FKG по тео реме Пифагора находит FG:
FG=V(e~\-r-\-acos x ^ + a ’ sin2* .
После этого аль-Фараби, описывая круг с центром в точке G с радиусом FG, принятым равным шестидесяти частям, определяет синус искомого угла, т. е. второго уравнения Луны:
_ 2? |
a sin» |
|
sin у — -pQ |
V (е+г + acos »)2+ a 2 sin2» |
|
|
||
отсюда |
|
|
y=arc sin |
a sin » |
|
Yie+r+acos »)2 + a2sin 2» |
||
|
Аль-Фараби дает аналогичный способ вычисления вто рого' уравнения и для случая, когда Луна принимает другое граничное положение, т. е. когда она находится в точке D, расположенной на пересечении линии GF с эпициклом.
В математическом отношении большой интерес представляет изучение аль-Фараби изменения видимо го радиуса эпицикла Луны и планет при их движениях от апогея к перигею. Он для этого в восемнадцатой гла ве предварительно доказывает следующую лемму:
«Если даны два угла при центре круга эклиптики», опирающиеся на равные дуги круга эксцентритета, од на из которых при апогее, другая — в перигее, то угол при перигее будет больше угла при апогее.
Пусть ABCD — круг эксцентритета, центр Е, диа метр AD [рис. 41]; G — центр круга эклиптики. А —
127
точка апогея, D — точка перигея; AGB и CGD — углы при центре эклиптики, которые на равных дугах АВ и CD. Я утверждаю, что угол CGD больше угла AGB.
Доказательство. Проводим ЕВ, ЕС; угол CGD как внешний угол треугольника CEG больше угла CEG, а угол CEG равен углу АЕВ, так как на равных дугах; угол АЕВ больше угла BGE. Следовательно, угол CGD подавно больше угла BGA. Это и есть то, что мы хотели доказать» [54, стр. 167— 168].
Эта лемма служит предпосылкой аль-Фараби для определения уравнения движения Луны и планет в лю бой точке орбиты. Он пишет: «Если линии GB и GH, как видно из этого рисунка [рис. 42], касательные к кру гу эпицикла, то углы BGA и CGH, охватывающие уг лы полудиаметров этих кругов. Поскольку величина полудиаметра эпицикла тем больше, чем дальше от точ ки А, тем меньше, чем ближе к ней, то всякое расстоя ние центра эпицикла от центра эклиптики относится к расстоянию GA как полудиаметр эпицикла при расстоя нии GA к полудиаметру при этом «равноценном» (такафи) расстоянии». Здесь следует указать на термино логию аль-Фараби «тем больше, чем дальше... тем мень ше, чем ближе», в которую он вкладывает смысл про порциональной зависимости; «равноценное расстоя ние», под которым он, по-видимому, понимает произ вольный радиус — вектор, т. е. переменную величину-
128
Далее аль-Фараби пишет: «Пусть ABCD — эксцен |
|||
трический круг с центром в точке |
Е, диаметр — AD, |
||
G — центр эклиптики; пусть А — центр |
круга |
эпи |
|
цикла при апогее, его полудиаметр |
А В ; |
С — центр |
|
круга эпицикла при [каком-то] расстоянии GC; |
его |
||
полудиаметр СН. Поэтому на основании |
вышесказан |
ного GC относится к GA, как АВ к СН при равноцен ном расстоянии; CG известна по доказанному в шест
надцатой главе; GA известна, она для Луны равна ше |
|
стидесяти частям, а для других светил известна ЕА |
и |
расстояние между центрами GE также известно; |
АВ |
известна. Для Луны [берется] наибольшее расстояние, для других светил — среднее расстояние. Таким обра зом, СН и его дуга известны. Это и есть величина угла CGH, являющегося пределом второго уравнения при данном расстоянии» [54, стр. 168].
Здесь, по-видимому, кроме приведенной леммы, ис пользуется экстремальная теорема из третьей книги «Начал» Евклида (седьмое предложение), которая гла сит: «Если на диаметре круга взять некоторую точку, не являющуюся центром, и из нее провести к окруж ности несколько прямых, то наибольшей будет та, на которой находится центр, а наименьшей — ее остаток, а из остальных та, которая ближе к проходящей через центр, будет всегда больше более удаленной».
Итак, максимальное уравнение для Луны аль-Фа-
- |
GC |
АВ |
раби, |
исходя из пропорции ^ |
= сн ’ а также из соот_ |
ношений, найденных выше в связи с определением пер вого уравнения Луны, выражает в виде следующей сложной функции:
- |
|
_ |
СЯ __________ Д»„0-+е)________ |
|
sm £/max |
|
qC (KrT=Fsin 22x+a cos2x}2 |
’ |
|
отсюда |
|
|
|
|
|
|
|
Rg„(r+e)___________ |
|
J/max— ( I T C SXH |
|
|||
|
|
|
a2 s in 22a: -fa cos 2x)2 |
|
где Ran |
— радиус эпицикла в апогее. |
|
||
Далее аль-Фараби, подчеркивая универсальность |
||||
этого метода, |
дает краткую характеристику изменений |
129
данной функций: «Таким образом, предел уравнения для данного расстояния Луны известен; для макси мального или среднего расстояния известен. Тогда их разность, т. е. изменение для данного расстояния GC, также известна. Изменения при других расстояниях находятся по этому же способу. На основе этого вычи сляется разность для Луны и планет. Что касается Лу ны, то от максимального до минимального расстояния это изменение (разность) однообразно возрастает, а что касается других светил, то оно от наибольшего рас стояния до среднего уменьшается, а от среднего до наи меньшего — возрастает. Ясно, что эти разности для Луны находятся относительно удвоенной элангации, так как в рисунке [рассуждение приводилось] относи тельно угла [удвоенной элонгации] AGC, этот угол для планет рассматривается относительно уравненного центра» [54,стр. 168].
Как видно из этого текста, исходя из своего экспе риментально-математического метода аль-Фараби при изучении конкретной астрономической задачи измене ния уравнения (неравенства) движения Луны и планет смело сочетает математические (функциональные) рас суждения с эмпирическими данными, почерпнутыми главным образом из «Алмагеста» Птолемея. Это есте ственно, так как математика времен аль-Фараби еще слишком была слаба, чтобы адекватно отображать столь сложный кинематический процесс. Тем похваль нее новаторство аль-Фараби- на этом поприще, которое в конечном счете отражало объективную тенденцию математизации наук о небесных светилах.
В данном случае аль-Фараби уравнения или разно сти уравнений светил рассматривает (неявно), как функции определенных углов (удвоенной элонгации, уравненного центра). Здесь так же встречаем ряд выра жений функционального содержания: максимальное или минимальное расстояние, изменение, однообразно возрастать или убывать, предел уравнения, т. е. мак симальное неравенство.
Таким образом, на примере математического опи сания движений светил мы обнаруживаем у аль-Фара би всяческое стремление к выявлению функциональной сущности исследуемых астрономических явлений, что*
9 —110