Глава первая

ТЕЛЕСКОП И УСПЕХИ АСТРОНОМИИ

(исторический очерк)

1. ОДНОЛИНЗОВЫЕ ТЕЛЕСКОПЫ XVII—XVIII вв.

Еще задолго до нашей эры астрономы многих стран, наблюдая невооруженным глазом дневное и ночное небо, сделали целый ряд важнейших открытий. Однако всесторонняя разведка солнечной, а затем и звездной системы началась немногим более 350 лет назад. В 1609 г. итальянец Галилео Галилей, узнав об изобретении в начале XVII в.¹ голландскими мастерами зрительной линзовой трубы, или рефрактора, построил такую же и с 7 января 1610 г. начал систематически наблюдать за различными небесными объектами. Эта дата считается в науке началом эпохи телескопических наблюдений. Употреблявшаяся Галилеем и другими наблюдателями зрительная труба была названа телескопом².

Первый самодельный телескоп Галилея имел поперечник объектива D = 4 см, фокусное расстояние F ≈ 50 см, трехкратную степень увеличения γ, был мал и несовершенен по оптическим и механическим свойствам. Таким же был и второй телескоп, или зрительная труба, с D = 4,5 см, F = 125 см, у = 34^х и все последующие его модели. Однако несмотря на несовершенства телескопов, Галилей в течение двух первых лет наблюдений сумел сделать большое количество открытий. Он обнаружил четыре спутника у планеты Юпитер, фазы Венеры³, неровности — горы, долины, трещины, кратеры — на поверхности Луны (и измерил их высоту), наличие у диска Сатурна придатков в двух диаметрально противоположных точках (истинную природу этого явления он разгадать не мог), пятна на Солнце и др.

Галилей был первым разведчиком Солнечной системы. Он считал, что планеты также имеют пятна, т. е. неровности, обращаются вокруг Солнца и являются остывшими космическими телами, как и наша Земля. Кроме того, Галилей сделал ряд открытий по звездной астрономии. Он, как говорят астрономы, «разрешил» на отдельные звезды видимые белые пятна Млечного пути, т. е. увидел вместо последних светлые точки или же звезды и звездные кучи. В настоящее время мы их называем звездными галактическими скоплениями, таково, в частности, скопление в созвездии Рака, названное «Яслями», и др.

Галилей заметил такое интереснейшее явление, как либрация (лат. libratio — качание) Луны.

Оптическая либрация Луны по широте доходит, как оказалось, до ±6°,7 (без учета возмущений), суточная же, или иначе параллактическая, — до 1°. Первая связана с наклоном оси вращения Луны к плоскости ее орбиты (в среднем 83°19'), вторая — с перемещением наблюдателя вместе с Землей при ее суточном вращении. Существует, кроме широтной, также и либрация Луны по долготе, доходящая до ±7°,6 и связанная с неравномерным обращением Луны вокруг Земли при равномерном ее осевом вращении (открыта польским астрономом Яном Гевелием в 1647 г.). Наибольшее одновременное совместное действие двух либрации составляет 11°,4.

Это все видимые, или оптические, либрации. Есть еще физическая либрация Луны, но она очень мала — до 2' и связана с тем, что большая полуось лунного эллипсоида отклоняется от направления на центр Земли, а Земля стремится своим притяжением возвратить ее в прежнее положение. Образуется пара сил, качающая Луну маятникообразно. Эта либрация также была установлена с помощью телескопа, но только позднее, когда значительно повысилась точность наблюдений. Благодаря явлению либрации центр видимого диска Луны передвигается (по экватору, а также меридиану Луны), и мы видим с Земли не 50, а 59% площади поверхности Луны.

Наблюдая спутники Юпитера, Галилей стремился решить важнейшую практическую задачу: найти возможность определять долготу точек земной поверхности по заранее произведенным расчетам движения открытых им спутников, которые были названы Ио, Европа, Ганимед и Каллисто⁴ — I, II, III, IV в порядке возрастающего расстояния от планеты. В XVII—XVIII вв. по наблюдению в заранее рассчитанные моменты затмений спутников Юпитера, когда их покрывал диск планеты, и других явлений в этой системе определяли, в частности, местонахождение кораблей в море⁵.

Голландскую зрительную трубу улучшил И. Кеплер, применив в окуляре не отрицательную (двояковогнутую) а положительную (двояковыпуклую) линзу. Это явилось началом создания современных окуляров типов Дж. Рамсдена, X. Гюйгенса и других. Положительные окуляры⁶ позволили применить крест нитей и винтовой окулярный микрометр для производства измерений. Это изобретение принадлежит В. Гаскойню (1640 г.). Таким способом он измерил диаметры Марса и Юпитера. Его работа некоторое время оставалась неизвестной. Поэтому независимо от него микрометр изобретен и усовершенствован в 1667 г. Ж. Пикаром, а в 1670 г. — А. Озу. Такой же прибор был сконструирован и описан в 1658 г. X. Гюйгенсом, но, как и микрометр Г. Кирха 1691 г., он был худшего качества.

Применение в телескопах окулярного креста нитей и микрометра явилось важным этапом в развитии измерительной техники. Телескоп стал употребляться не только как прибор для качественного обзора небесной сферы и объектов на ней, но и как измерительный прибор. Прежде оптический центр поля зрения, фиксирующий координаты светила, определялся на глаз недостаточно точно. Из-за этого многие астрономы, например данцигский ученый Я. Гевелий, считали, что старый метод измерения трубой без объектива, но с диоптрами более точен. В трубах, применявшихся до изобретения телескопа, употреблялись два диоптра: глазной, имеющий вид небольшого круглого отверстия, и предметный — в виде большого круглого отверстия с крестом нитей. Астроном при наблюдении визировал светило через глазной диоптр на крест нитей предметного.

Заслуга в выполнении первых точных измерений на телескопе с микрометром принадлежит Ж. Пикару и Д. Флемстиду. Необходимо заметить, что прототип микрометра, но помещенный сбоку трубы (без линзы), имел уже Галилей.

С. Мариус в 1612 г., наблюдая небо невооруженным глазом, изучил туманность гигантских размеров в созвездии Андромеды, обозначенную позднее в одном из каталогов через М31. Как выяснилось теперь, при наблюдении в мощные телескопы, туманность Андромеды похожа на нашу Галактику и состоит из большого количества звезд (вероятно, и планет, комет), газа, пыли и т. д. Ее спиральную структуру оказалось возможным установить только при помощи светосильных телескопов в середине XIX в. Как простой объект неба туманность была занесена уже в каталог персидского астронома ас-Суфи (903—986 гг.).

Упомянем, что Мариусу в телескоп удалось наблюдать на объективе при выведенном окуляре явление «бегущих теней», названное в астрономии Мариусовым мерцанием⁷, он же открыл наличие фаз у планеты Меркурий.

В 1618 г. И. Цизат обнаружил в поясе созвездия Ориона туманность, которую позднее изучал X. Гюйгенс. Сейчас известно, что эта галактическая туманность является газово-пылевой. В 1643 г. Д.Ж. Риччиоли увидел в телескоп тени от спутников на поверхности Юпитера и обнаружил двойственность звезды дзета в созвездии Большой Медведицы.

По мере углубления в изучение неба астрономы XVII в. постепенно совершенствовали однолинзовые телескопы-рефракторы. Повышалась техника стекловарения. Для ослабления хроматической аберрации, т. е. оптического дефекта — окрашивания изображения и его размывания, увеличивали фокусные расстояния объективов или, другими словами, уменьшали их относительные отверстия А = D/F. Были построены или спроектированы телескопы, имеющие при отверстии 5—20 см фокусные расстояния 37, 45 и 65 м (соответственно Гюйгенсом, Гевелием и Брадлеем).

Ведя наблюдения через рефрактор D = 5cm и F = 2m, данцигский астроном Ян Гевелий открыл после Галилея либрацию Луны по долготе. Телескопы Гевелия были лучше, чем Галилея. Он детально изучал поверхность Луны и результаты описал в знаменитой «Селенографии». Труд Гевелия в 50-х годах XVII в. был переведен на русский язык с добавлением изложения теорий голландской и кеплеровой зрительных труб. Он сыграл большую роль в распространении телескопов в России. Фактически они появились здесь еще в 1614 г., т. е. вскоре после их изобретения. В середине XVII в. телескоп можно было свободно купить в Москве в торговых рядах.

Вести наблюдения в длиннофокусные телескопы было весьма сложно из-за несовершенства деревянных монтировок, однако они все же широко распространились в ряде стран. Одновременно с Я. Гевелием длиннофокусные телескопы применял X. Гюйгенс, которому помогал в работе его брат К. Гюйгенс. Оба они собственноручно сделали много линз для телескопов различных параметров.

В 1655 г. X. Гюйгенс первым обратил внимание на необходимость учета атмосферных волнений при изучении видимости звезд, Луны и планет. С телескопом D = 5,7 см, F = 3,3 м он открыл шестого спутника Сатурна, названного Титаном (8,8 зв. вел)⁸.

В 1655 г. X. Гюйгенс, изучая Сатурн, который его предшественники Галилей, Гевелий, Гримальди и другие изображали весьма причудливым (рис. 1), убедился в том, что планета окружена кольцом. «Сатурн окружен тонким, плоским, свободно парящим, наклонным к эклиптике кольцом», — сообщал он о своем открытии (фраза, также прочитанная по анограмме — шифру)⁹. Подробное описание кольца дано в его классическом труде «Система Сатурна» (1659). Впоследствии французский математик П. Лаплас около 1784 г., англичанин Д. Максвелл в 1856 г. и наиболее строго русский математик С.В. Ковалевская в 1885 г. показали, что кольцо не может быть сплошным, а состоит из мельчайших тел, обращающихся вокруг планеты. Вскоре, в 1895 г. эта теория была подтверждена спектроскопически независимо друг от друга А.А. Белопольским в России, А. Деландром во Франции, Д. Килером и В. Кэмпбелом в Америке. Измерение сдвигов линий показало, что скорости обращения разноудаленных от планеты частей кольца различны, как это следует из третьего закона Кеплера. На этом основании был сделан вывод о метеоритном строении кольца Сатурна¹⁰.

В «Системе Сатурна» описаны также туманность Ориона, видимость дисков Юпитера и Марса — наличие пятен и других образований.

Последующие наблюдения Гюйгенс проводил с телескопом D ~ 6 см, F = 6,9 м, у = 100^х. Самодельные рефракторы Гюйгенса были для своего времени весьма совершенными. Правда, успех наблюдений связан с хорошей видимостью Сатурна в те годы. В отдельные периоды, повторяющиеся через 15 лет, кольцо (толщина его менее 15 км) проектируется на диск планеты ребром и почти невидимо в телескопы с малыми отверстиями.

X. Гюйгенс употреблял линзовые телескопы с фокусными расстояниями 37, 54 и 64 м при сравнительно небольших поперечниках объективов — от 10 до 20 см. Его телескоп с D = 15 см неоднократно с успехом демонстрировался в Английском королевском обществе.

При увеличении фокусных расстояний объективов уменьшаются их относительное отверстие А = D/F и возможность оптических ошибок, вызванных сферической аберрацией и в особенности поперечным хроматизмом, т. е. разноцветным размыванием изображения. Для получения хорошего качества изображений нужно, чтобы F > 7D². При отверстии D == 200 мм это даст F > 280 000 мм = 280 м.

Стремление все более и более удлинять фокусные расстояния объективов привело астрономов к созданию «воздушных» телескопов (рис. 2). Поиски иных конструкций приводили в то время к непреодолимым техническим трудностям. В этих приборах объектив и окуляр крепились почти независимо один от другого на собственных штативах. Вести наблюдения через них было исключительно трудно, но тем не менее такие телескопы производились вплоть до середины XVIII в. Так, например, в 1728 г. итальянец Ф. Бианчини в воздушные телескопы работы Д. Кампани, F = 7,6 и 10,7 м, по весьма размытым деталям на диске планеты наблюдал осевое вращение Венеры и получил период 24,3 земных суток, т. е. не совпадающий со значением Жана Доминико Кассини (или иначе Джиовани Доминико) в 23,3 часа (1666 г.). Точная продолжительность периода осевого вращения Венеры до сих пор не известна, но можно

предполагать, что она окажется большей, до 247 земных суток¹¹ (по новейшим радиолокационным измерениям) и направлена обратно обращению.

Длиннофокусные объективы для телескопов в XVII в., кроме братьев Гюйгенсов и Я. Гевелия, изготовляли Д. Кампани в Риме, Е. Дивини в Болонье, Э. Чиригаузен в Германии, А. Озу и П. Борель во Франции, П. Нейль в Англии и др. Объективы Д. Кампани, сохранившиеся до настоящего времени, признаются наилучшими по степени однородности стекла и качеству его обработки.

Ж.Д. Кассини¹² в Италии при помощи телескопа с объективом Кампани (фокусное расстояние 5,1 м) и при участии последнего определил в 1666 г. по деталям на диске период вращения Марса (24 час 40 мин)¹³, Юпитера и Венеры, измерил «сжатие» Юпитера (14/15), движение его спутников и их теней на диске планеты. В 1669 г. он переехал в Париж, где с этим же телескопом уточнил период осевого вращения Солнца. Для Парижской обсерватории были заказаны воздушные телескопы с фокусным расстоянием 10,2, 30,0 и 41,0 м. С помощью 5,1-метрового и данных трех телескопов были открыты четыре спутника Сатурна — VIII, V, IV и III, соответственно в 1671, 1672, 1684 и 1684 гг., названные Япет, Рея, Диона и Тефия (10—12 зв. вел.).

В 1672 г. Ж.Д. Кассини открыл полярные шапки Марса, а в 1675 г., наблюдая кольцо Сатурна, открыл щель, или зазор, между кольцами планеты. Однако последнее открытие было уже сделано раньше, в 1663 г., англичанином В. Болом в телескоп П. Нейля (F = 11,6 м).

В дальнейшем выяснилось, что кольцо Сатурна состоит из трех концентрических частей (условно их обозначили через А, В, С). Кольца прозрачны настолько, что сквозь них «просвечивают» звезды. Последнее кольцо С, названное креповым, наиболее прозрачное, было открыто гораздо позднее с 38-сантиметровым рефрактором У. Бондом в 1850 г. в США и независимо В. Дейвисом в Англии. Креповое кольцо по современным данным (В. Г. Райт, Н.П. Барабашов и др.) простирается до поверхности шара Сатурна. Гюйгенс, наблюдавший в 1658 г. только части А и В — кольцо С было недоступно для его телескопа, — полагал, что кольцо находится на некотором расстоянии от поверхности шара.

Масса кольца составляет примерно четверть лунной, массы. Видимость его делений в телескоп является хорошей характеристикой прибора. Астрономы XVII—XVIII вв. в несовершенные телескопы не могли рассмотреть все детали структуры кольца Сатурна.

Линзовые телескопы широко использовались и в России. Развитие астрономических наблюдений было подчинено в этот период в основном практическим задачам кораблевождения — определению координат судов в море. В 1692—1696 гг. была образована Холмогорская обсерватория, в 1727 г. — Петербургская при Академии наук. Петр I проявлял большой интерес к развитию астрономии. Будучи в Гринвиче в 1698 г., он сам с помощью квадранта наблюдал за положением Венеры. Подобные же наблюдения он вел в обсерваториях Голландии, Дании и Германии, находясь там проездом.

В 1675 г. в Англии была основана Гринвичская обсерватория. Она была также создана для практических целей, в основном для нужд морской навигации. В ней определялись положения звезд, Солнца, Луны и планет. Первым директором был Дж. Флемстид — крупнейший наблюдатель того времени. Он ввел в эксплуатацию микрометр с подвижной нитью (типа В. Госкойня и др.). Так он фиксировал оптический центр и значительно увеличил точность наблюдений, доведя ее до 10", в то время как при наблюдении невооруженным глазом (через диоптры) точность была от 1' до 10'. Обсерватория имела секстант с радиусом 2,1 м, 1-метровый квадрант, телескопы с фокусами 2,1 и 4,6 м и т. д. В отличие от астрономов других стран англичане не употребляли длиннофокусных телескопов, хотя в 1692 г. X. Гюйгенс в числе других передал Королевскому обществу 37-метровый воздушный телескоп с оборудованием для монтировки системы.

Флемстида на посту директора Гринвичской обсерватории сменил Э. Галлей, который, в частности, в 1718 г. открыл явление собственных движений звезд, считавшихся неподвижными. Сравнивая положение звезд Сириуса, Проциона и Арктура по древним греческим записям и по записям датского астронома Тихо Браге (для Сириуса) со своими наблюдениями, полученными с угломерными инструментами, он заметил изменение их угловых расстояний от эклиптики. Это было очень важное открытие, показавшее, что движение во Вселенной присуще всем ее объектам. В 1677 г. Галлей открыл шаровое скопление в Геркулесе, в 1705 г. — явление периодических комет. Он отметил важность наблюдения прохождений Венеры по диску Солнца для определения суточного параллакса Солнца¹⁴ и вычисления расстояния до него. Кроме того, в 1693 г. он вывел уравнение для линзы и зеркала (без учета «правила знаков» — см. стр. 70 и 163)

где s₁ — расстояние до объекта, a s₂ — до его изображения.

В дальнейшем директором обсерватории был Дж. Брадлей. Существенно улучшив оборудование Гринвичской обсерватории, он повысил точность наблюдений до 4 сек дуги по склонению и 1 сек времени по прямому восхождению. С 65-метровым воздушным телескопом Брадлей в 1722 г. очень точно измерил диаметр Венеры. В ходе наблюдений он открыл годичную аберрацию — явление, связанное с годичным обращением Земли и с конечностью скорости света. Все звезды описывают в течение года на небе эллипсы, которые в полюсе эклиптики (северный в созвездии Дракона, южный в Дорадо) вырождаются в круги, а в плоскости эклиптики — в прямые линии. Он получил для большой оси эллипса 20" — современное значение 20",496. Позднее было открыто явление суточной аберрации, связанное с вращением Земли. Его значение— 0",32 для точек на земном экваторе. Дж. Брадлей изучал явление аберрации сначала с вертикально установленным в г. Кью телескопом, наблюдая зенитную звезду у Дракона, а затем с телескопом на более удобной и подвижной монтировке, установленным в Уинстенде.

Другим его открытием было сложное явление нутации — движение истинного Полюса Мира относительно среднего его положения. Окончательно это было им доказано и опубликовано в 1748 г. после ряда тщательных наблюдений в период с 1726 по 1747 г.: траектория движения эллиптическая с полуосями 9",2 и 6",6 и с периодом в 18,4 лет. На практике наблюдается результирующая двух движений — нутации и прецессии, траектория получается в форме кругоподобной волнистой линии, размеры траектории определяются прецессией с периодом 26 тыс. лет.

Успехи астрономии XVII—XVIII вв. стали возможны лишь благодаря применению сконструированной Ж. Пикаром в 1667—1669 гг. зрительной трубы с нитяным микрометром.

Широкие исследования небесной сферы вела тогда также Парижская обсерватория, построенная в 1671 г. Она была значительно лучше оснащена, чем Гринвичская. В ней применялись длиннофокусные, в частности воздушные, телескопы. Физические или, как мы теперь говорим, астрофизические наблюдения были здесь первоклассными. Но парижские астрономы не смогли все же достичь той точности в измерении положений небесных светил, которой достигли в Гринвиче. Искусство наблюдений Я. Гевелия, Х. Гюйгенса и Ж.Д. Кассини было исключительно высоким. Последователи Ж.Д. Кассини еще долго не могли увидеть того, что видел в свои длиннофокусные телескопы этот талантливый астроном.

ПРИМЕЧАНИЯ

1 Не исключено, что телескоп был изобретен раньше, но не получил распространения.

2 По предложению итальянского филолога Девизиани (1576— 1614)—члена Академии деи Линчей (т.е. «Рысьеглазых» — что подчеркивает особую прозорливость ее членов — ученых) в ответ на запрос ее председателя Фредерико Цези.

3 По обычаю того времени об этом открытии он сообщил анограммой, т. е. шифром, который был прочитан в виде следующей фразы: «Венера подражает формам Цинтии» (Луны).

4 В настоящее время известны двенадцать спутников Юпитера.

5 Рассчитав изменения промежутка времени между затмениями Ио I, датчанин О. Ремер доказал конечность скорости распространения световых колебаний и впервые определил в 1675 г. ее достаточно точное значение. По его измерениям, луч света пробегал расстояние от Солнца до Земли за 8—11 мин.

6 У них передняя точка фокуса и фокальная плоскость находятся впереди окулярной линзы (линзы поля в окуляре Рамсдена) — в точке заднего фокуса объектива телескопа.

7 И. Кеплер наблюдал аналогичное явление без телескопа — на белом экране против окна, в которое попадал свет от Венеры при достаточно темном небе. Это — так называемое Кеплерово мерцание. Результаты он опубликовал в сочинении «Дополнения к Витело» (1604), где, в частности, сформулировал закон убывания освещенности обратно пропорционально квадрату расстояния от источника.

8 У этого спутника в 1944 г. Г. Койпером была обнаружена атмосфера, в основном метановая. Его масса близка к массе Ганимеда — третьего спутника Юпитера и почти равна удвоенной массе Луны, равной ¹/₈₁ массы Земли. Яркость его слабее Ио — первого спутника Юпитера почти на 3 зв. вел., поэтому он не мог быть замечен в скромный по размерам телескоп Галилея. Всего Сатурн имеет девять спутников, но все остальные слабее этого. Последний, десятый (в порядке открытий) спутник Сатурна был открыт совсем недавно во Франции. Цитированные в тексте номера определяются по порядку расстояния от планеты.

9 Эклиптика — сечение плоскостью орбиты Земли воображаемой неподвижной сферы неба.

10 В 1935 г. советский астроном Г.А. Шайн показал, что спектрофотометрические данные указывают на то, что тела, составляющие кольцо, очень мелкие — типа микрометеоров.

11 Д.В. Скиапарелли получил в 1887 г. период вращения Венеры 225 земных суток в прямом направлении, что совпадает с периодом обращения планеты (224,7 суток).

12 Во избежание путаницы отметим, что у Ж.Д. Кассини (1625 — 1712) были сын Жак Кассини (1677—1756), внук Ц.Ф. Кассини де Тюри (1714—1784) и правнук Ж.Д. Кассини де Тюри (1748—1845). Все они — астрономы и были директорами Парижской обсерватории, последний — до 1793 г.

13 Современное значение 24 час 37 мин 22,6 сек.

14 Угол, под которым из центра Солнца виден радиус Земли.