Вселенная. Вопросов больше, чем ответов — страница 3 из 72

Задолго до Фалеса предсказывать солнечные (также и лун­ные) затмения умели египетские жрецы, а еще ранее — халдей­ские. Как они умудрялись это делать?

Им помогал сарос — промежуток времени, равный 18 годам

11 с третью суткам, по прошествии которого затмения Луны и Солнца повторяются в прежнем порядке. Соответствующие затмения в каждом саросе наступают при одинаковом удале­нии Луны от Земли и имеют ту же длительность. Более того: через тройной сарос центральная полоса затмения проходит довольно близко от тех мест, где она проходила 56 лет 34 дня назад. Через следующий тройной сарос она вновь сместится на ту же относительно небольшую «поправку». Достаточно знать ее величину, вести учет времени — и предсказание дня, часа и места затмения не вызовет особых трудностей. Гораздо труднее пронаблюдать все затмения в саросе (что невозможно

16

— Чем и как изучают Вселенную —

в одной точке земного шара за один сарос) и уловить законо­мерность повторения затмений. На это могли уйти столетия, но древние жрецы, не в пример людям нашей эпохи, никуда не торопились.

С навигацией было одновременно проще и сложнее. Компаса античные моряки не знали, приходилось ориентироваться по звездам. Географическая широта места определялась довольно точно, долгота — очень приближенно. И все же такая навигация была намного лучше, чем никакая. Кормчий, не знающий ри­сунков созвездий, оказался бы для мореходов древности таким же посмешищем, как для нас математик, не знающий четырех действий арифметики.

Звезды считались неподвижными — за исключением пяти. Их назвали планетами, что переводится как «блуждающие» или попросту «бродяги». Они не стояли на месте, а выписывали какие-то странные зигзаги и петли. Обожествление данных не­бесных тел (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер, Сатурн — имена древнеримских богов) ничего не объясняло. Не умея понять фи­зическую природу планет, наиболее пытливые умы древности стали изучать хотя бы их движение.

Древнегреческий астроном Гиппарх составил первый звезд­ный каталог. Угломерные инструменты (типа астролябии) были уже известны. С целью увеличить точность измерений астроно­мы стали увеличивать размеры инструментов. В Средние века на Востоке их возводили из камня — в частности, такими инстру­ментами пользовался в Хиве замечательный астроном и неудач­ливый правитель Улугбек, последний, по-видимому, великий ученый средневекового мусульманского мира. Каменные инстру­менты огромных размеров строились в Индии даже в XVIII веке. Некоторые из них сохранились в неприкосновенности (рис. 4) и до сих пор удивляют туристов.

Великий датчанин Тихо Браге (1546-1601) пользовался куда более скромными инструментами — и тем не менее точность его определения координат звезд и планет была поистине фено­менальной для того времени: почти на два порядка выше, чем

17

у предшественников. На основании этих наблюдений Иоганн Кеплер (1571-1630) вывел три закона небесной механики, на­зываемые ныне законами Кеплера, — правда, он не мог указать, какая сила движет планетами, и предполагал наличие у каждой планеты специального ангела, ответственного за ее движение. История науки полна таких курьезов.

Рис. 4. Каменные астрономические инструменты

18

— Чем и как изучают Вселенную —

Вопреки распространенному мифу, Галилео Галилей (1564- 1642) не изобретал телескопа. Узнав в 1609 году о том, что в Венецию попал экземпляр «голландской трубы», Галилей за­интересовался ею, и ему потребовались всего одни сутки, чтобы догадаться об ее устройстве и даже построить свой первый теле­скоп со всего-навсего трехкратным увеличением. Голландские же мастера Иоганн Липперсгей, Захарий Янсен и Якоб Метциус долго вели между собой спор о приоритете, пока наконец не вы­яснилось существование некой итальянской зрительной трубы 1590 года, по образцу которой были выполнены голландские модели. Таким образом, «следы» первого телескопа вернулись в Италию, но нельзя с полной достоверностью утверждать, что этот телескоп был первым. Оптическая схема его настолько про­ста, что могла быть реализована в глубокой древности, причем неоднократно и независимо. Еще древние римляне корректиро­вали свою близорукость или дальнозоркость линзами из хруста­ля или даже изумруда. Они же освоили производство довольно прозрачного стекла. Ничуть не отставал Восток, не испытавший в раннем Средневековье варваризации, отбросившей культу­ру Европы на столетия назад. В конце концов примитивная зрительная трубка в руках мавра из кинофильма «Робин Гуд — принц воров» может оказаться не такой уж фантастикой...

Но, как бы то ни было, Галилей первым направил зрительную трубу на небо — или, во всяком случае, оставил первые дошед­шие до нас записи о телескопических наблюдениях небесных светил, что, в общем-то, сводится к тому же. Крупнейший из по­строенных им инструментов имел объектив диаметром 4,5 см и давал зо-кратное увеличение. Сделанные Галилеем открытия (лунные горы, спутники Юпитера, пятна на Солнце, звездная природа Млечного Пути) поразили современников, вдохновив многочисленных последователей. С этого момента астрономия, занимавшаяся прежде изучением движения небесных тел, пере­шла к изучению их природы. Прежние умозрительные построе­ния стало возможно проверить наблюдениями, если не сейчас, то в будущем.

19

— Часть I —

Телескоп Галилея был построен по принципу трубки теа­трального бинокля — объектив из несильной положительной линзы собирал свет в фокус, перед которым в качестве окуляра была установлена короткофокусная отрицательная (рассеива­ющая) линза. Поле зрения такого телескопа было крайне мало, и вскоре Кеплер предложил заменить отрицательную окулярную линзу положительной, установленной за фокусом. Изображение получилось перевернутым, но астрономов это обстоятельство не смутило и не смущает до сих пор. В космосе нет ни верха, ни низа, а привычка рассматривать перевернутое изображение без чувства дискомфорта приобретается очень быстро.

Линзовые телескопы называются рефракторами. Как вам должно быть известно из курса физики для средней школы, по­казатель преломления стекла для световых волн разной длины различен: синие лучи преломляются сильнее красных. Для на­блюдения монохроматического источника света в этом нет боль­шой беды — проблема, однако, состоит в том, что космические источники посылают нам целый спектр всевозможных длин волн. В результате свет звезды фокусируется в радужный кружок вместо точки, а изображения протяженных объектов приобрета­ют неприятный цветной ореол — следствие хроматической абер­рации. Последняя чрезвычайно вредна для астрономических наблюдений — в частности, благодаря хроматизму своей трубы (вкупе с посредственным качеством линз) Галилей не сумел от­крыть кольца Сатурна, разглядев лишь какие-то «придатки» по бокам планетного диска и составив анаграмму: «Высочайшую планету тройною наблюдал».

В рефракторах, особенно однолинзовых, хроматизм неустра­ним в принципе. На первых порах относительно разумный вы­ход состоял лишь в удлинении трубы. Телескоп Яна Гевелия при очень скромном однолинзовом объективе диаметром всего 150 мм имел фокусное расстояние в 49 м! Ни о какой трубе не могло идти и речи — объектив помещался на верхушке высокой мачты и поворачивался при помощи длинных веревок, а наблю­

20

— Чем и как изучают Вселенную —

датель с окуляром в руках «ловил» изображение небесного тела. Как ни удивительно, при помощи таких инструментов в XVII веке были получены выдающиеся результаты.

Впоследствии, когда развитие оптического стекловарения позволило создавать вполне удовлетворительное стекло с за­данными свойствами, появился ахроматический рефрактор. Его объектив состоит из двух линз — положительной и отрица­тельной, выполненных из разных сортов стекла с различными показателями преломления. При этом хроматизм линз взаимно уничтожается — к сожалению, не полностью. Тем не менее ах­роматические рефракторы уже не столь чудовищно длинны, как их однолинзовые предшественники. Нормальным считается от­носительное фокусное расстояние (отношение диаметра объек­тива к его фокусному расстоянию), равное 1:15 или даже немного больше.

Однако еще в 1616 году французский математик Н. Цукки предложил заменить собирающую линзу объектива на во­гнутое зеркало. В 1663 году Джеймс Грегори придумал схему зеркального телескопа-рефлектора, названную впоследствии его именем. В 1668 году Исаак Ньютон изготовил зеркальный телескоп своей собственной системы, а в 1672 году была пред­ложена оптическая система Кассегрена. Последние две си­стемы остаются популярными и в наши дни, а модификация телескопа Кассегрена, известная под именем системы Ричи- Кретьена, оказалась настолько удачной, что крупнейшие со­временные телескопы, например два телескопа им. Кека с 9,8-м зеркалом каждый, построены именно по этой оптиче­ской схеме (рис. 5).

В телескопе Ньютона главное зеркало параболическое (при малом относительном отверстии годится и сфера), а вторич­ное, отбрасывающее пучок света за пределы трубы, — плоское. В телескопе Грегори вторичное зеркало имеет форму вогнутого эллипсоида вращения, а в телескопе Кассегрена — выпуклого ги­перболоида. В телескопе Ричи-Кретьена оба зеркала — гипербо­лические.

21

— Часть I —

Сейчас для зеркал используют стекло или, еще лучше, ситалл, на оптически точную поверхность которого напыляют тонкий слой алюминия. Но так было не всегда. Технология напыления и даже более ранняя технология химического серебрения зер­кал появились относительно (по сравнению с веками истории наблюдательной астрономии) недавно. Первоначально зеркала изготавливались из особой астрономической бронзы. Рецепт ее держался мастерами в секрете. Выдающийся астроном и телеско- построитель Уильям Гершель (1738-1822) произвел сотни опы­тов, прежде чем выплавил подходящую бронзу, пригодную для шлифовки и полировки астрономических зеркал. Крупнейший из построенных им телескопов был для того времени настоящим монстром: диаметр зеркала 1,25 м, фокусное расстояние 12 м, масса главного зеркала свыше 1,2 т.