Глава первая

ТЕЛЕСКОП И УСПЕХИ АСТРОНОМИИ

(исторический очерк)

2. ЗЕРКАЛЬНЫЕ ТЕЛЕСКОПЫ XVII—XVIII вв. И ИХ ЗНАЧЕНИЕ ДЛЯ РАЗВИТИЯ АСТРОНОМИИ

Трудности с употреблением однолинзовых телескопов-рефракторов заставляли исследователей искать новые пути. Было обращено внимание на зеркальные оптические телескопы, или рефлекторы. В эпоху внедрения этих телескопов в науку жил и работал великий Ньютон. Он осуществил разложение белого света на спектр с помощью стеклянной призмы (до него это делал Ян Марек Марци). Ньютон считал, что преломление света и происхождение цветовой гаммы — неразрывно связанные явления. Это привело его к ошибочному заключению, что «коэффициент дисперсии» ν == (n — 1)/Δn постоянен для всех прозрачных сред, и поэтому изготовить ахроматический, т. е. лишенный цветовых оптических ошибок объектив, невозможно. Астрономы XVII в. отказались от поиска путей устранения этого существенного дефекта однолинзовых длиннофокусных объективов и сосредоточили всё внимание на усовершенствовании рефлекторов. Их оптические схемы были предложены Н. Цукки в 1616 г., М. Мерсенном в 1638 г., Дж. Грегори в 1663 г. и Г. Кассегреном в 1672 г. Цукки предложил схему с вогнутым зеркалом и окуляром; Мерсенн — с двумя, большим вогнутым и малым выпуклым параболическим, зеркалами с совмещенными фокусами («афокальная» схема) и окуляром; Грегори — с двумя вогнутыми зеркалами при малом эллиптическом, поставленном за фокусом главного, и окуляром; Кассегрен — с вогнутым главным зеркалом и выпуклым малым гиперболическим, поставленным перед фокусом главного, и окуляром.

Схемы эти не нашли практического осуществления, поскольку техника того времени не могла обеспечить соответствующего контроля при изготовлении поверхностей второго порядка. Лишь в 1764 г. Р. Гуком был построен телескоп по схеме Грегори, но качество его оказалось низким.

Для нас важна, конечно, не формальная дата изобретения рефлектора, а та, когда он стал пригодным для наблюдений. Эта заслуга принадлежит И. Ньютону. В 1668 г. он собственноручно построил рефлектор с поперечником вогнутого зеркала D = 2,5 см из зеркальной бронзы¹⁵, при фокусном расстоянии 16,5 см (т. е. с А = 1 : 6,6) и увеличении 41^x. В качестве окуляра в нем использовалась плоско-выпуклая линза с f = 4 мм, имеющая кривизну выпуклой поверхности 2 мм. Снизив увеличение до 25^х, Ньютон убедился, что наблюдаемые объекты становятся более яркими. Чтобы наблюдатель не заслонял головой свет, он применил диагональное зеркальце или призму полного внутреннего отражения. При состоянии оптики первой и второй половины XVII в. схему Ньютона было значительно легче осуществить, чем, например, схемы Мерсенна, Грегори или Кассегрена.

Второй, вполне удовлетворительный шестидюймовый телескоп И. Ньютона 1671 г. имел D = 3,4 см, F = 15,9 см, т. е. А = 1 : 4,7, и увеличение 38^х. Зеркало его было сферическим, Ньютон не пытался придать ему форму параболоида вращения. Из-за несовершенства технологии полировки края зеркала имели меньшую кривизну, чем центр. Эти недостатки Ньютон стремился устранять путем введения небольшого отверстия — диафрагмы в пространство между глазом и окулярной линзой.

Расчеты показывают, между прочим, что в первоклассном рефлекторе вполне возможно применять сферическое зеркало, если только при диаметрах его отверстий 10, 100, 1000 и 10000 мм относительные отверстия будут меньше или равны соответственно¹⁶:

В этом случае деформации волнового фронта (его изгибы) после отражения от зеркала будут меньше четверти длины волны света, и глаз будет не способен отличить ошибки уклонения сферы от параболоида.

Телескоп Ньютона, чтобы отвечать этим условиям, должен был иметь А = 1 : 4,9. В действительности же он имел А = 1 : 4,7. Незначительное расхождение не имело практического значения, т. е. зеркало его не отличалось ощутимо от параболического. Этим и объясняются хорошие возможности маленького рефлектора Ньютона, в который были видны спутники Юпитера, фазы Венеры и другие небесные объекты и явления. Рефлектор, сделанный Ньютоном в 1671 г., хранится в настоящее время в Английском королевском астрономическом обществе.

Убедившись в хорошем качестве изображений рефлектора со сферическим зеркалом, Ньютон не параболизовал свои зеркала, независимо от значения А. Взамен стеклянных зеркал, отражающих всего 4—5% упавшего света, он использовал зеркала из специальной бронзы, которая может отражать в свежем состоянии до 60% света, упавшего по нормали. Однако Ньютон не использовал построенные им телескопы для широкой программы наблюдений, как это сделал Галилей.

Позднее в Англии ньютоновский рефлектор с D = 15 см, F = 1,58 м, А = 1:10,5 (по формуле требуется А = 1 :8,1) построил Джон Гадлей. Телескоп его демонстрировался в 1721 г. Он имел бронзовое зеркало и деревянную трубу, передвигающуюся по азимуту и высоте в небольших пределах. Прибор позволял видеть спутники Юпитера, их тень на диске планеты, щель Кассини кольца Сатурна и другие объекты, видимые, например, и в рефрактор X. Гюйгенса с D = 19,0 см и F = 37 м.

В отличие от систем Цукки и Ньютона, системы Мерсенна — афокальная, Грегори — зафокальная и Кассегрена — предфокальная являются удлиняющими¹⁷, их эквивалентное фокусное расстояние превышает прямое в 3— 4 раза и более до бесконечности (в системе Мерсенна).

Много зеркальных телескопов фабричного типа в 1732— 1768 гг. в Эдинбурге и позднее в Лондоне изготовил Д. Шорт.

Наибольший из них имел D = 55 см и F = 3 м. Построенные по различным схемам, в частности грегорианской с параболическим главным зеркалом и вогнутым эллиптическим, эти телескопы нашли широкое распространение. Перед смертью Шорт вывел из строя все оборудование и уничтожил все материалы по телескопам, содержавшиеся им при жизни в секрете. Современное исследование Д.Д. Максутовым зеркал Шорта показало их высокое качество, несмотря на почти 200-летний «возраст».

В конце XVII в. в Германии Э. Чирингаузен изготовлял большие медные зеркала до 1,5 м в поперечнике, с фокусным расстоянием до 180 м. Из-за низкого качества они использовались лишь для гелиотехники. В их фокусе плавился, например, серебряный талер.

В России большого успеха в изготовлении металлических зеркал диаметром до 50 см достиг Я.В. Брюс, употреблявший их и для наблюдений за небесными светилами.

Но наиболее выдающиеся достижения принадлежат М.В. Ломоносову, который занимался изготовлением астрономических приборов с первых лет пребывания в Петербургской Академии наук, а особенно плодотворно в период 1762—1763 гг. в созданной на дому мастерской. Ломоносову помогали мастера из академии — И.И. Беляев, Ф.И. Тирютин, А.И. Колотошин.Н. Г. Чижов, И.И. Калмыков, П.О. Голыши и другие. Они улучшили рецепты и технологию изготовления металлических зеркал телескопов с большой «приумножающей способностью». После упорных трудов им удалось изготовить однозеркальный телескоп с относительным отверстием А = 1 : 7. В 1762 г. М.В. Ломоносов разработал и осуществил на практике новую схему телескопа, отличающуюся от схем Ньютона, Кассегрена и Грегори, но независимо от него предложенную также рядом других оптиков и астрономов. Какие объекты наблюдал М.В. Ломоносов со своими зеркальными телескопами, мы еще точно не знаем. Известно только, что зеркальными грегорианскими телескопами Академической обсерватории он почти не пользовался.

Работы М.В. Ломоносова над зеркальным телескопом продолжал И.П. Кулибин. У себя на родине, в Нижнем Новгороде, он узнал об изготовлении зеркальных телескопов в Англии и приступил к созданию этих приборов. Кулибин разгадал секрет сплава металла для зеркала, разработал технологию его обработки и изготовил два телескопа по грегорианской схеме. В 1768 г. он переехал в Петербург и начал работать в Академии наук. Со своим помощником оптиком И. Шедневским он неутомимо совершенствовал зеркальные телескопы. До нас дошла работа И.П. Кулибина «Описание астрономической перспективы в шесть дюймов, которая в тридцать раз увеличивает и, следовательно, Юпитеровых спутников ясно показывать будет» и один из его телескопов, который хранится в Государственном Эрмитаже в Ленинграде. И.П. Кулибин не имел поддержки в Академии наук, и его талантливые изобретения постигла горькая судьба, как и изобретения многих российских самоучек того времени.

Изготовленные в России телескопы-рефлекторы с металлическими зеркалами почти не использовались для наблюдений.

Важнейшие открытия с зеркальным телескопом были сделаны в Англии В. Гершелем. Музыкант по профессии, Гершель из Ганновера переселился в английский город Бат и из любителя астрономии быстро вырос в крупного астронома и оптика. Тогда уже существовали совершенные системы линзовых телескопов Д. Доллонда, но они стоили дорого. Гершель сам изготовлял более доступные телескопы-рефлекторы с бронзовыми зеркалами и даже продавал их. Он фактически стал первым разведчиком звездных систем. Гершель отполировал и отшлифовал около 100 зеркал для телескопов. Он довел их размеры до D = 1,22 м и F = 12 м. Наиболее крупное зеркало из сплава 75% меди и 25% олова он заключил в трубу и смонтировал на азимутальной установке, подвижной по вертикали и горизонтали. Зеркало весило 960 кг при толщине 9 см. Телескоп был собран по «фронтовой» схеме, без промежуточной зеркальной оптики. Наблюдатель смотрел непосредственно на рабочую поверхность зеркала. При относительном отверстии Л=1:10 требовалась параболическая форма зеркала D=1,22 м, которая отличается от сферической (того же радиуса кривизны при вершине) всего лишь на ¹/₈₄₀ мм. Кроме того, главная оптическая ось должна была проходить не через поверхность зеркала в его центре (вершине), а сбоку. Всего этого Гершелю не удалось добиться, поэтому изображение получилось нечетким.

Лучших результатов он достиг с меньшими телескопами. Некоторые из них, особенно с D ~ 16,5 см и F = 2,1 м, были высокого качества, давали значительные увеличения в результате применения сильных окуляров от γ = 2000^х до γ = 6652^х. Из-за волнения атмосферы их удавалось использовать только для специальных целей — изучения точечных объектов, двойных звезд (при больших D и F).

С одним из таких телескопов Гершель, которому активно помогала сестра Каролина, сама открывшая восемь комет, обнаружил в 1781 г. в созвездии Близнецов объект, который был заметен уже при окуляре γ = 227^х.

Петербургский астроном А.И. Лаксель путем вычислений доказал, что это не комета, как думал автор открытия, а седьмая большая планета Солнечной системы, названная позднее Ураном. В 1787 г. В. Гершель в телескоп D = 30,5 см, F = 6,1 м открыл у этой планеты два спутника и назвал их Титания и Оберон (14,0 и 14,2 визуальной зв. вел. в среднюю оппозицию.). В 1785 г. он открыл два спутника Сатурна, названные Мимас и Энцелад (12,1 и 11,7 визуальной зв. вел. в среднюю оппозицию).

Важность этих открытий В. Гершеля трудно переоценить. До него с телескопом планеты никто не открывал, и в последующие 65 лет большие планеты также не были открыты.

В. Гершель, кроме того, установил сжатие Сатурна и определил в 1790 г. период его вращения в 10 час 16 мин, открыл периодичность в изменении полярных шапок Марса, считая это аргументом в пользу его обитаемости, наблюдал туманность Ориона (1774), диск Солнца и образования на нем и т. д. Но главные его работы относятся к звездной астрономии. Он понял, что для полного исследования звездной системы необходимо увеличивать поперечники зеркал, при этом количество света возрастает пропорционально D2. Поскольку освещенность от звезды изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния звезда — Земля, то, увеличивая поперечник зеркала (или объектива) в два раза, мы в два раза дальше проникаем во Вселенную.

С 1775 г., используя все более совершенные инструменты, В. Гершель систематически изучал небесную сферу. Лучшие результаты он получил в 1783 г. с телескопом D = 30,5 см, F = 6,1 м при поле 0°,25 по методу «звездных черпков»¹⁸. В более позднее время подобные же планы применялись неоднократно (Каптейн, Паренаго и др.). Яркость и количество звезд на определенном участке он принимал за меру глубины проникновения в звездную систему. Собранные данные о распределении звезд в системе Млечного Пути, свидетельствующие о большой их концентрации, были в 1785 г. опубликованы им. Он выразил убеждение в неравномерности распределения звезд в нашей Галактике, сообщая о многих звездных скоплениях и туманностях, которые были им открыты и занесены в каталоги. До него с более скромными инструментами для наблюдений это сделали Н. Л. де Лакайль и Ш. Мессье соответственно для южного (опубликован в 1763 г.) и северного (1781 г.) неба. Многие туманности В. Гершель считал внегалактическими.

В. Гершель открыл немало визуально-двойных и кратных звезд и установил орбитальное движение в этих системах по закону тяготения Ньютона. Он выявил переменность блеска ряда звезд, в частности альфы Геркулеса в 1796 г. Наконец, обобщая данные Галлея о собственных движениях звезд, он в 1783 г. обнаружил по 13 звездам собственное движение Солнца в пространстве к точке, называемой апексом и расположенной в созвездии Геркулеса (предположительно с линейной скоростью, по замечанию В. Гершеля, «никак не меньше скорости движения Земли по ее годовой орбите»).

Телескопы В. Гершеля, особенно большие, не оправдали его надежд. Зеркала гнулись под собственным весом, металл давал трещины, а поверхность тускнела — телескопы «слепли», как тогда говорили, монтировки же без башен и куполов были также несовершенны. Особенно это относится к 122-сантиметровому телескопу, который с 1811 г. не использовался. В 1839 г. он был демонтирован, а в 1840 г. Дж. Гершель, сын астронома, превратил его в памятник отцу (рис. 3).

Попытка В. Гершеля определить параллаксы звезд, т. е. их угловые расстояния, была безуспешной, как и у предшествующих астрономов. Его обширные наблюдения, в основном по двойным звездам, продолжил сын Дж. Гершель с телескопом D = 30,5 см, F = 6,1 м в Южной Африке, на мысе Доброй Надежды в местечке Фельдгеузене у подножия Столовой Горы близ Капштадтской обсерватории (рис. 4).

Несмотря на недостатки конструкции, большие телескопы гершелевского типа продолжали строить. Широкую известность из них получили приборы англичанина У. Ласселя, ирландцев Т. Грэбба и У. Парсонса (лорда Росса). У. Лассель, по специальности пивовар, в 1860—1861 гг построил с помощью рабочих телескоп D = 1,22 м, F = 12 м (рис. 5), в ньютоновской комбинации на вилке и установил его на о. Мальта. В 1867 г. он опубликовал каталог 600 туманностей, которые наблюдал с помощью этого телескопа. Однако большей известностью пользуется его меньший телескоп D = 61 см, изготовленный по конструкции Д. Несмита в 1844-1846 гг. в Англии и установленный в Старфильде близ Ливерпуля. В этот телескоп при γ = 1060^х Лассель в конце 1846 г. открыл первый спутник планеты Нептун, названный Тритоном. Сам Нептун был открыт И. Галле несколько раньше — 23 сентября 1846 г с помощью берлинского 23-сантиметрового рефрактора Его существование заранее предсказывали французский астроном У. Леверье¹⁹ (18 сентября 1846 г.), по возмущениям на другие планеты, и независимо от него англичанин Дж. Адаме (сентябрь 1845г.).

В 1848 г. У. Лассель, а двумя днями раньше него Г. Бонд через 38-сантиметровый рефрактор Гарвардского колледжа в Кембридже открыли седьмой спутник Сатурна — Гиперион. В 1851 г. У. Лассель открыл также первый и второй спутники Урана, названные Ариэль и Умбриэль. Эти спутники независимо от них наблюдал также О.В. Струве в Пулкове. В 1861 г. 61-сантиметровый телескоп У. Ласселя был перевезен на о. Мальту, где он работал параллельно со 122-сантиметровым.

Телескоп Т. Грэбба был сделан в 1862 г. в Дублине и имел D = 1,22 м и F = 9,8 м. Он употреблялся в кассегреновской комбинации. В 1867 г. в Мельбурне с ним проводились наблюдения, но, по-видимому из-за запыленности воздуха, интересные открытия не были сделаны, Изготовляли его фабричным, а не любительским способом, как все остальные, за исключением телескопов Шорта. В механическом отношении он был достаточно совершенным. Зеркала во избежание прогибов разгружались противовесами с тыльной стороны. .

Труба телескопа и монтировка до сих пор используются в обсерватории Маунт — Стромло в Австралии в комбинации Шмидта со стеклянным сферическим зеркалом D = 1,27 м, F = 22,7 м.

Ньютоновский телескоп ирландского феодала Росса, имевший D = 1,83 м, F = 15,8 м и увеличение до 6 тыс. раз, был установлен в 1845 г. в Бир-Касле близ Парсонстауна в Ирландии (рис. 6). Это был настоящий левиафан среди телескопов с металлическими зеркалами. Параболическое зеркало с А= 1:8,7 отклонялось у него от сферического лишь на 2,6 ммк. Последнее при толщине в 15 см было также разгружено. Монтировку этого телескопа нельзя считать совершенной. Малая подвижность ее по азимуту (всего лишь на ±12°) и по высоте (120° к югу и 40° к северу от полюса) не позволяла наблюдать объект на экваторе более чем в течение полутора часов.

Несмотря на существенные недостатки, телескоп в первые годы, пока не потускнело его зеркало, обладал достаточной светосилой и позволил глубже, чем гершелевский, заглянуть во Вселенную. Многие туманности В. Гершеля с помощью этого телескопа исследователи разложили на звезды, выяснили тождественность кольцеобразных и планетарных туманностей, когда в центре последних были обнаружены отверстия, или полости, а по краям — неровности наподобие бахромы. Была доказана спиральная структура известных внегалактических туманностей, подобная структуре в туманности М51 созвездия Гончих Псов, в хвосте созвездия Большой Медведицы, обращенной к нам плашмя, и в туманности созвездия Андромеды, повернутой к нам почти на три четверти. В 122-сантиметровый телескоп. У. Лассель вскоре подтвердил спиральную структуру ряда туманностей и открыл ряд объектов сам. Сравнение зарисовки спиральной туманности М51 в созвездии Гончих Псов, сделанной Россом, с современной фотографией убеждает, что 183-сантиметровый телескоп давал в то время неплохие результаты. По краям туманности Андромеды Росс увидел отдельные звезды, нелегко различимые даже в современные телескопы средних размеров.

Работы Росса показали, что для изучения слабых протяженных объектов Вселенной нужны большие телескопы. Но зеркало его телескопа быстро потускнело, и он вышел из строя. Повторить столь огромную работу по крупным телескопам никто не решался вплоть до первой четверти XX в., когда был построен 250-сантиметровый телескоп.

Как мы видим, с помощью отражательных телескопов в XVIII—XIX вв. было сделано немало важнейших открытий, которые в дальнейшем непрерывно обобщались. В частности, В.Я. Струве, первый директор Пулковской обсерватории, сделал одно из таких обобщений по данным В. Гершеля и других наблюдателей. В его знаменитых «Этюдах звездной астрономии» (1847) проведен детальный анализ строения Галактики с учетом фотометрических параллаксов звезд, которые В. Гершель еще не знал. В этом труде впервые говорилось об общем межзвездном поглощении света в системе Млечного Пути.

Еще ранее серьезное обобщение накопленных астрономами данных было сделано И. Кантом (1755 г.) и П. Лапласом (1796 г.) в виде новой небулярной космогонической гипотезы.

Значительные успехи; достигнутые с рефлекторами в XVIII—XIX вв., не помешали ученым и мастерам работать над усовершенствованием однолинзовых телескопов (особенно из-за быстрой порчи металлических зеркал рефлекторов), т. е. рефракторов.

В середине XVIII в., в 1752 г., была проведена выдающаяся работа по определению расстояния от Земли до Луны путем измерения параллакса Луны. Это сделал Η. Л. де Лакайль, наблюдатель небольшой парижской обсерватории «Коллегия Мазарини», во время экспедиции на мыс Доброй Надежды. Одновременно с ним в Берлине на корреспондирующей станции наблюдал Ж. Лаланд. Определением расстояния до Луны занимались еще астрономы в древности, но де Лакайль и Лаланд применили тригонометрический метод. Они получили параллакс 57' (современное значение 57',04 соответствует расстоянию до Луны в 60,27 земных радиуса). Это так называемый средний экваториальный горизонтальный параллакс Луны.· Кроме того, де Лакайль наблюдал на мысе Доброй Надежды по каталогу «Южное звездное небо» (издан в 1763 г.) 42 туманности, скопления, туманные звезды и т. д.

Определением параллакса Луны занимался также петербургский академик А.Н. Гришов, специально ездивший для проведения наблюдений на о. Эзель (ныне о. Сарема в Эст. ССР).

ПРИМЕЧАНИЯ

15 Этот сплав из 6 частей меди и 2 частей олова быстро тускнеет и требует переполировки. Ньютон добавил в него 1 часть мышьяка, что сделало его более блестящим и легче поддающимся полировке:..

16 Формула Д.Д. Максутова.

17 Афокальной называется система, дающая параллельный пучок лучей, зафокальной — система, в которой второе зеркало телескопа ставится за точкой фокуса главного зеркала, а предфокальной — система, в которой это зеркало стоит впереди точки фокуса главного.

18 Метод изучения распределения звезд в отдельных, почти равномерно расположенных участках неба числом от 683 до 400.

19 Леверье открыл также вековое движение перигелия Меркурия Но последним данным оно равно 574" в столетие, что больше на 43", чем должно получаться из-за возмущений по данным классической механики. Эти избыточные 43" были блестяще объяснены в теории относительности А. Эйнштейна.