Глава первая

ТЕЛЕСКОП И УСПЕХИ АСТРОНОМИИ

(исторический очерк)

4. НАБЛЮДЕНИЯ С РЕФЛЕКТОРАМИ В XIX—XX вв.

Несмотря на крупные успехи астрономии, достигнутые путем визуальных наблюдений, фотографирования с помощью рефракторов и астрографов, несмотря на постоянное усовершенствование этих приборов, ученым не удалось полностью устранить существенный их недостаток — хроматизм, т. е. окрашивание изображений. Даже при современной технологии изготовления стекол происходит окрашивание наблюдаемых объектов. Поэтому во второй половине XIX в. астрономы снова вспомнили о рефлекторах.

К этому времени стал известен способ наружного серебрения стеклянных зеркал, разработанный Ю. Либихом, и можно было отказаться от малопригодных металлических зеркал. Серебряная пленка, так называемый фильм, наносилась на стеклянное зеркало путем действия виноградного сахара на соли азотнокислого серебра. Метод Либиха применил не сам автор, а немецкий физик К. Штейнгейль, освоивший в 1856 г. технологию нанесения на стекло тонких серебряных фильмов. Независимо от него этим же способом изготавливал зеркала французский физик Л. Фуко. Штейнгейль изготовил в 1856 г. параболический рефлектор D = 10 см, F = 2,44 м, γ=100^х (т. е. 10 единиц на 1 см отверстия, как обозначали увеличение прежде). Постепенно он увеличил диаметр зеркал до 30 см. В это же время Фуко изготовил параболический рефлектор с D = 15 см (позднее, в 1873 г., с D = 80см) γ=300^х, который парижский механик М. Секретан собрал на деревянной вилочной установке (рис. 10). Таким же способом Ф. Эйхен собрал 33-сантиметровый рефлектор по ньютоновской схеме (на деревянной вилочной монтировке), а также большой рефлектор (D = 80 см, F = 4,5 м), стеклянный диск которого изготовила фирма в г. Сен-Гобен (Франция) — основной поставщик стеклянных блоков до 1914 г. Последний телескоп Ж. Шакорнак употреблял для наблюдения планет в Париже, затем в Лионе и, наконец, с 1864 г. в Марселе.

В 1878 г., развивая идеи Фуко, в Париже построили большой современного типа параболический рефлектор на английской монтировке (D = 1,22 м, F = 7,2 м). Оптические устройства для него изготовил А. Мартин, а конструкцию разработали Ф. Эйхен и Ф. Готье. Это был крупнейший телескоп в Европе, однако наблюдения с ним по неизвестной причине оказались малоэффективными. В недавнее время зеркало этого телескопа было отлично перешлифовано А. Кудером для фокусного расстояния 6,5 м, а фирма Секретана заново смонтировала прибор. Его установили в Сен-Мишеле на высоте 580 м. над уровнем моря, и теперь он дает исключительно хорошие результаты.

Крупный горизонтальный французский зеркальный телескоп демонстрировался на Парижской выставке 1900 г. как техническая новинка. Сделан он был несколько раньше этого времени.

Рефлекторы XIX в. имели стеклянные зеркала с серебряными пленками, или фильмами. Их достоинства связаны с исследованиями Л. Фуко, который разработал расчетным способом удобный «теневой метод» определения качества поверхности и фигуры зеркал, предложенный еще раньше, в 1779 г., Дж. Рамсденом. Именно отсутствием подобного метода объясняются невысокие качества бронзовых зеркал-рефлекторов XVIII-XIX вв. Фотография зеркала сделанная этим методом, называется «фонограммой». Стеклянные зеркала со свежим серебряным фильмом отражали не 60% упавшего света, как бронзовые, а 90— 95% и являлись, таким образом, более светосильными при том же поперечнике. Хроматизм у зеркал вообще отсутствует. Однако в сравнении с рефракторами они имели и свои недостатки. Одним из них у параболических рефлекторов, особенно с большой светосилой, являлось малое рабочее поле равное нескольким минутам дуги. Однако для увеличения поля перед фокусом можно поставить двухкомпонентные афокальные линзы, например Росса или Максутова практически не изменяющие фокусные расстояния зеркала, или даже какую-либо другую оптическую систему. Второй недостаток рефлекторов заключался в большей чувствительности их к децентрировке. Поэтому для астрометрических целей более пригодным оставался рефрактор. Третий недостаток рефлекторов XIX—XX вв., — наличие относительно большого рассеянного света, обусловленного зернистостью серебряного или како-либо другого фильма. Четвертый недостаток заключался в сильной дефокусировке зеркала при изменении температуры. Но зато через рефлектор можно было фотографировать объекты в ультрафиолетовых лучах, что недоступно для рефрактора.

В те же годы, т. е. в последней четверти XIX в., над созданием рефлекторов со стеклянными зеркалами, покрытыми серебряными фильмами, много трудился А. Коммон, английский инженер, большой любитель астрономии. Ему помогал механик Г. Кальвер, изготовлявший в своей мастерской зеркала диаметром до 125 см и монтировки для небольших рефлекторов.

Их рефлектор с зеркалом 45 см употреблялся для наблюдения планет. В 1879 г. был изготовлен большой рефлектор (D = 91 см, F = 6,4 м) конструкции Г. Кальвера, вилочную монтировку к которому сделал Г. Грэбб, сын Т. Грэбба³⁴. Полярная (часовая) ось телескопа была очень массивной, противовесом служила ртутная флотация — на южном конце (ось входила в контейнер с ртутью). Главное зеркало исследовалось по методу Фуко из центра кривизны. Прибор предназначался для фотографирования объектов, но часовой механизм, ведущий трубу за светилом, оказался вначале непригодным для этого. Постепенно его усовершенствовали. И тогда на сухих бромо-желатиновых эмульсиях были сделаны фотографии туманности Ориона с заметными волокнами, кометы 1881 г., планет и т. д. Этот успех способствовал разработке в 1891 г. нового проекта телескопа (D = 150 см, F = 7,8 м) с менее вредной для наблюдателей водяной флотацией, который, однако, не был тогда закончен³⁵ (рис. 11).

Телескопы с посеребренным 76-сантиметровым зеркалом А. Коммон и Г. Кальвер изготовили для частных обсерваторий Н. Локьера близ Лондона, а также богатого любителя астрономии Э. Кросслея в Галифаксе (D = 91 см, F = 5,5 м). Последний в 1895 г. подарил свой прибор Ликовской обсерватории, где его подвергли усовершенствованию: вилочную монтировку в 1904 г. заменили на современную английского типа с полой клепаной полярной осью, а зеркало заново перешлифовали у Г. Грэбба.

Здесь телескоп успешно использовали для фотографирования неба, особенно туманностей. В 1904 и 1905 гг. с его помощью К. Перрайн открыл шестой и седьмой спутники Юпитера средней яркостью 14,7 и 17,5 зв. вел. Спустя девять лет С. Никольсон с тем же инструментом обнаружил на фотографии девятый спутник Юпитера 18,0 зв. вел. Приблизительно в это же время П. Мелотт в Гринвичской обсерватории с 76-сантиметровым рефлектором (укрепленным в качестве противовеса на 66-сантиметровом экваториале Томпсона) сфотографировал восьмой спутник Юпитера яркостью 16,5 зв. вел.

Открытие четырех новых слабых спутников, из которых три были недоступны визуальным наблюдениям в самые мощные телескопы, свидетельствовало об эффективности сочетания рефлекторов с посеребренными зеркалами с фотографическим методом исследования.

Действительно, если глаз с поперечником зрачка 0,4 см воспринимает ночью предельные звезды с блеском 6 зв. вел., а поток излучения от звезды пропорционален D², то предельные величины блеска звезд для визуальных наблюдений в телескопы диаметрами 10, 100, 500 и 1000 см будут соответствовать яркости 12,5, 17,5, 21,0 и 22,5 зв. вел. И это только верхняя граница! Пределом видимости для телескопов конца XIX в. и начала XX в. (наибольший D = 100 см) была яркость ниже 17,5 зв. вел. Поэтому седьмой и девятый спутники Юпитера удалось открыть только фотографированием.

Первые рефлекторы с серебряными стеклянными зеркалами в отличие от фабричных ахроматических телескопов XIX в. изготовлялись любителями или для любителей. Так, англичанин Г. Дрепер в 1858 г. сделал 39-сантиметровый рефлектор на альтазимутальной монтировке. При увеличении 1900^х прибор разрешал двойные звезды γ² Андромеды, Сириус, кратную (6-ю) звезду θ Ориона и др. В 1872 г. Дрепер построил большой, 70-сантиметровый рефлектор.

Д. Брэшир, вначале занимавшийся астрономией тоже как любитель, построил в 1877 г. 30-сантиметровый рефлектор, а позднее строил и большие. Л. Резерфорд в 1860 г. сделал 28-сантиметровый рефлектор на штативе 33-сантиметрового рефрактора. В. Деларю изготовил рефлектор (D = 33 см, F = 3 м), который в 1873 г. установили в Оксфордской обсерватории.

Большие рефракторы были наиболее пригодными в области фотографической астрометрии. В 1903—1904 гг. Ф. Шлезингер в Йерксе с 102-сантиметровым рефрактором определил 26 новых параллаксов звезд с точностью ±0"013, а до него всеми астрономами с различными инструментами было получено всего 30 параллаксов с точностью до 0"05.

С именами Г. Дрепера, Л. Резерфорда и другими связаны первые опыты по фотографии неба. Развитие этого метода началось после того, как 16 июля 1850 г. (в ночь открытия крепового кольца Сатурна) Д. Бонд получил первый дагерротипный снимок неба, т. е. звезд. Луну дагерротипным методом впервые сфотографировал американец Д. Дрепер в Нью-Йорке еще раньше, в 1840 г. Им же сделан этим методом и первый снимок спектра Солнца. В 1845 г. Л. Фуко и Л. Физо получили путем дагерротипии фотографию Солнца даже с солнечными пятнами.

Дагерротипный метод, как мы знаем, был вытеснен мокроколлоидным, который в свою очередь сменили сухие бромо-желатиновые фотопластинки.

С именами А. Коммона, Д. Килера, Г. Ричи, И. Робертса, П. Жансена, работавших соответственно с 91-, 91-, 60-, 50- и 100-сантиметровыми рефлекторами со стеклянными посеребренными зеркалами, связана первая истинная фотографическая разведка неба и особенно туманностей всех типов, уточнение их тонкой, волокнистой и спиральной структур.

Успех рефлекторов способствовал их бурному развитию и внедрению в практику наблюдений вплоть до наших дней при постоянном увеличении поперечников зеркал.

Новый толчок это направление получило после 1930 г., когда Д. Стронг в Калифорнийском институте технологии алюминировал зеркала. Алюминиевые фильмы образуют защитные пленки и сохраняют блестящую поверхность очень долго. Кроме того, они хорошо отражают ультрафиолетовые лучи, которые серебряный фильм практически не отражает.

Зеркало упомянутого выше кросслеевского 91-сантиметрового рефлектора было первым в 1936 г. покрыто алюминием, и это значительно увеличило эффективность телескопа.

В настоящее время, по предложению Р. Вилльямса, алюминий наносят на хромовую подложку. Хром лучше алюминия прилипает к стеклу, но плохо отражает свет, алюминий же хорошо прилипает к хрому и хорошо отражает свет. Ведутся работы по изысканию более выгодных, многослойных покрытий с коэффициентом отражения 0,99 и более.

Сами зеркала делают сейчас из высококачественного стекла пирекса (с низким температурным коэффициентом расширения — около 0,0000025 на 1 °С), взамен крона, из которого они делались раньше. В самое последнее время их начали изготовлять из ситала (пирокерама) и других материалов. Новые более выгодные материалы пока еще недостаточно освоены для практического использования в крупной астрооптике. Правда, успешные опыты проведены Д.Д. Максутовым, под руководством которого В.Г. Щрейбер изготовил в Пулкове 70-сантиметровое стальное зеркало.

Основными поставщиками крупных астрономических дисков для рефлекторов сейчас являются: «Корнинг Глас К°» в США (Корнинг, Нью-Йорк; Брадфорд, Пенсильвания), «Грэбб — Парсонс» в Англии (Ньюкасл), народное предприятие «К. Цейс» в ГДР (Иена, завод Шотта), ряд предприятий в СССР и др. Соответствующие монтировки изготовляют фирмы «Фекер», «Варнер — Свазей», «Перкин — Эльмер» (и его отделение «Баллер — Чивенс» на юге), «Вестингауз» и др. в США, «Грэбб — Парсонс» в Англии, народное предприятие «К. Цейсе» в ГДР, ряд предприятий в СССР (ЛОМО и др.) и т.д.

Современному рефлектору диаметром 500 см при использовании новейших материалов доступны звезды 24—25 зв. вел. (на фотопластинке Истмен Кодак IIIa-J), что соответствует освещенности (7-3)*10^-16 люкса или около 1 свечи и менее на расстоянии 38 000 км.

Много открытий с астрономическими приборами при использовании их для фотографии небесных светил сделано в XX в. Представляет интерес, например, установление двойственности звезды Росс 614 в Единороге. Предположение об этом на основании переменного собственного движения звезды впервые высказано С.Л. Липпинкот при наблюдении в обсерватории Спрул с помощью 61-сантиметрового рефрактора. Но тогда не удалось увидеть разделенные звезды. В марте 1955 г. В. Бааде на Паломарской обсерватории в течение 3 ночей выжидал удобный случай, чтобы сфотографировать Росс 614 с помощью 500-сантиметрового рефлектора. В первые две ночи видимость была неблагоприятна для наблюдений, впереди оставалась еще одна ночь. Соответствующая ситуация для наблюдения этой звезды вследствие ее орбитального движения могла повториться только через 16 лет. К счастью, третья ночь, 23 марта 1955 г., выдалась хорошей, и ученому удалось обнаружить двойственность звезды Росс 614 (рис.12) с положением звезды В по предсказанию С.Л. Липпинкот. Это третий случай в истории «астрономии невидимого» после Сириуса и Проциона, когда двойственность звезды, предсказанная ученым, блестяще подтвердилась.

Как и звезда А, спутник В оказался красным карликом, но более слабым (на 3,5 зв. вел., т. е. m_B = 14,^m8). Поскольку параллакс его равен 0",251, то расстояние r = 3,98 пс = 13,0 световых лет, а абсолютная величина (светимость) Μ = + 16,^M8. Таким образом, Росс 614В оказывается второй слабейшей звездой из пяти (эти звезды имеют следующую светимость: Ван Бисброка Μ = + 19,^M3; Росс 614В М = + 16,^M8; Вольф 359 Μ = + 16,^M6; Лойтен 726-8В и 726-8А М = 16,^M1 и + 15,^M6 зв. вел. соответственно).

Взаимное расстояние между звездами Росс 614А и Росс 614В равно 1,"2. Поскольку более яркая звезда Росс 614А на паломарских пластинках имеет видимый диск 0,"9, то 500-сантиметровым рефлектором она разрешается на пределе, а на 61-сантиметровом рефракторе, где диск ее виден размером в 7", разрешить; двойную звезду вообще невозможно. Большая полуось относительной орбиты составляет 3,9 а. е., т. е. система помещается в орбиту Юпитера (полуось 5,2 а. е.). Масса звезды А равна 0,14, а звезды В — 0,08 массы Солнца. Величина массы, равная 0,08 солнечной, — почти наименьшая для известных малых звезд. Она в 84 раза больше массы наиболее крупной планеты — Юпитера. Масса спутника «звезды Барнарда» с периодом 24 года, определенным по возмущениям в системе, рекордно мала — 0,0015 массы Солнца³⁶.

Применение рефлекторов для получения снимков комет было столь успешным, что в значительной мере способствовало дальнейшей разработке теории форм комет. В частности, обобщая свою теорию хвостов комет, Ф.А. Бредихин воспользовался полученными фотонегативами.

Были сфотографированы особенные кометы, например типа Швассмана — Вахмана (является промежуточным объектом между кометой и метеором), Аренда — Роллана с очень длинным выступом вперед, от головы в направлении движения и т. д.

Для построения теории комет большую роль сыграло изучение их спектров. Впервые итальянец Дж. Б. Донати визуально со спектроскопом увидел три полосы излучения ядра кометы Темпеля 1864 г. Аналогичные наблюдения провел В. Хеггинс над кометами, появившимися в 1866, 1867 и 1868 гг. Немного позднее русский ученый Ф.А. Бредихин открыл в спектре ярких комет I и II 1882 г. линии металлов, в частности натрия, обнаруженные затем и другими наблюдателями.

Во время появлений ярких комет 1881 и 1882 гг. были сделаны их фотографии, получены спектры (со щелевыми спектрографами).

В 1907 г. француз Ф. Балдэ, применив фотографическую призменную камеру, получил спектры не только яркого ядра, но и хвоста кометы. В ядре наблюдаются излучения молекул СН и СН₂ (по Ф. Уипплу, это соединение считается замерзшим с вкраплениями метеорной материи), в оболочке кометы — полосы молекул С₂, СН, ОН и NH, в хвостах — ионизированные молекулы СО+, N⁺₂. Иногда в спектрах ядер наблюдаются, как указано, линии (D₁, D₂) натрия и очень редко железа, хрома и других металлов.

Новые успехи астрономии принесло фотографирование планет, в частности Марса. Мы уже говорили о фотографировании его с рефрактором Г.А. Тиховым и другими астрономами. Э. Хаббл, наблюдая визуально Марс в рефлектор D = 150 см, γ = 800^х, увидел на диске настолько подробное изображение мелких деталей, что их практически было невозможно нанести на рисунки³⁷.

Фотографии Марса через рефракторы и рефлекторы внесли много нового в науку. Ценные снимки получили в 1905—1907 гг. П. Лоуэлл с сотрудниками во Флагстафе, Ф. Бааде в Париже (1908 г.), Г.А. Тихов в Пулкове (1909 г.), Н.П. Барабашов в Харькове (1924 г.), В.В. Шаронов и Н.Н. Сытинская в Ташкенте (1939 г.), Б. Лио с сотрудниками на Пик дю Миди, В. Райт в Лике (1924 и 1926 гг.), а также Ф. Росс в США (Йеркс, Маунт-Вилсон). Они подтвердили также визуальные наблюдения: сезонные изменения, наличие зелени, пылевых бурь, вызывающих сильное ухудшение видимости, и т. д.

В последние годы наличие растительности на Марсе было «бесспорно» доказано спектральными наблюдениями, когда в области «морей» Марса В. Синтон обнаружил полосу 3,45 мк, характерную для низшей растительности. С другой стороны, В.И. Мороз нашел (1964, 1965 гг.) следы той же и других молекулярных полос в спектре всего диска Марса. Однако в последующем оба автора (1963 и 1967 гг. соответственно) считали наличие полосы поглощения 3,45 мк (главная частота колебания радикала, цепочки СН), да и некоторых других полос, еще не окончательно доказанным. Спектральные наблюдения свидетельствовали также о том, что кислород в атмосфере Марса либо отсутствует, либо имеется в ничтожном количестве.

В 1956 г. в Маунт-Вилсоне наблюдения Марса велись через 150-и 250-сантиметровые телескопы (P. C. Ричардсон) во время сильной пылевой бури, и каналы были видны в небольшом количестве. В.В. Шаронов и А. Дольфус предположили, что пыль относится к лимонитам, т. е. минералам типа 2Fe₂0₃3H₂0.

Согласно новейшим данным Н.П. Барабашова и В.И. Гаража (1960 г.), поверхность Марса покрыта пылью (размеры пылинок 0,01—0,1 мм). Пылевые облака состоят из еще более мелких частиц, как и «желтая мгла», относительно прозрачная в длинноволновых и непрозрачная в коротковолновых лучах света.

Н.А. Козырев, изучая спектры Марса через 122-сантиметровый рефлектор, сделал попытку объяснить его оранжевую окраску избирательным поглощением света в атмосфере. При этом возникли трудности с объяснением явления, которое наблюдалось не только в центре диска, но и к краю планеты. Г. Койпер, проведя измерения с 208-сантиметровым макдональдским рефлектором, пришел к выводу, что полярные шапки Марса представляют собой воду, замерзшую при температуре ниже 0°, что согласуется с данными Г.А. Тихова.

Много новых и интересных материалов дало изучение и других планет. В частности, Г.А. Тихов наблюдениями с фильтрами на рефракторе D = 76 см. и Г.А. Шайн спектральными наблюдениями на рефлекторе D = 1,02 м. обнаружили в 1935 г., что кольцо Сатурна в целом значительно синее диска. Открытие подтвердило гипотезу, согласно которой отдельные части колец состоят из мелких пылевых частиц.

В 1953 г. Н.А. Козырев наблюдал свечение «ночного неба» Венеры с рефлектором D = 1,22 м. и заметил излучения молекул N⁺₂, N₂, сходные с полярным сиянием. То же частично подтвердил в 1959 г. Г. Ньюкерна (США). При наблюдениях в Крыму Козырев обнаружил неизвестные полосы поглощения 4120 и 4372Å, найденные в последующем и в теллурическом спектре земной атмосферы.

Интересные явления в атмосферах планет можно увидеть при покрытии ими звезд. К· Бом и А. Коде 20 ноября 1952 г., проводя такое наблюдение с рефлектором D = 1,5 м в Маунт-Вилсоне, измеряли в линии К кальция Ca II³⁸ блеск звезды σ Овна, покрывавшейся диском Юпитера. Путем сравнения результатов их наблюдений с теорией был найден закон уменьшения плотности атмосферы Юпитера. Ее средний молекулярный вес 3,3 говорил о смеси в ней водорода и гелия в приблизительном отношении 3 : 1. В. Гершель и И. Шрётер занимались определением времени осевого вращения Юпитера и установили его зависимость от широты, которая оказалась не плавной (А. А. Белопольский, Н.П. Барабашов, Ф.А. Бредихин, О. Лозе в Потсдаме и др.)³⁹.

Об определении времени вращения кольца Сатурна мы уже упоминали выше, а период осевого вращения Венеры до сих пор точно неизвестен. Вероятно, он составляет около 247 земных суток (по новейшим радионаблюдениям), и направление осевого вращения Венеры противоположно направлению ее обращения по орбите (см. сноску на стр. 22).

Новейшее изучение спектров планет разъясняло картину химического состава их атмосфер.

А.А. Майкельсон еще в 1890 г. высказал мысль о возможности измерения диаметров удаленных объектов с помощью интерферометров, а затем измерил таким способом диаметры спутников Юпитера.

В 1920 г. на рефлекторе D = 2,5 м был установлен первый четырехзеркальный звездный интерферометр с базисом 6 м. Ф. Пиз определил с его помощью диаметры ряда красных звезд: Бетельгейзе 0"047, Антареса 0"040, Арктура 0"020 и др. Был построен рефлектор D = 91 см с базисом интерферометра 15 м. В Пулкове, по идее В.П. Линника, также соорудили большой звездный интерферометр для измерения кратных звезд.

Особый интерес представляло телескопическое открытие Плутона, наличие которого теоретически предсказали П. Лоуелл в 1905 г. и повторно В. Пикеринг в 1919 г. Многие ученые пытались найти Плутона, ведя систематические наблюдения в астрономические приборы. Это открытие выпало в 1930 г. на долю К. Томбо. Он обнаружил планету около звезды дельта Близнецов на негативе, полученном с 33-сантиметровым объективом-триплетом на фотографическом рефракторе Д. Меткафа во Флагстафе (фокусное расстояние 1,68 м., масштаб снимков 30 мм на 1°). Для контроля на приборе был смонтирован 12,5-сантиметровый рефрактор Брэшира. Плутон, как оказалось, имеет яркость 15 зв. вел., небольшую массу, сильно вытянутую и наклоненную орбиту. Его мог бы еще в 1919 г. обнаружить М. Юмасон с маунт-вилсоновским рефлектором. По случайности на одной из его пластинок в том месте, где находилось изображение Плутона, был дефект, а на другой пластинке изображение планеты слилось со звездным изображением.

В 1950 г. Г. Койпер измерил диаметр Плутона визуальным способом в телескоп D = 5 м. Блеск планеты по фотоэлектрическим измерениям в средней оппозиции равен 14,^m7 и 15,^m4 соответственно в визуальных и фотографических лучах. Изменение блеска на + 0,1 зв. вел. с периодом в 6,39 суток было установлено наблюдениями со 107-сантиметровым рефлектором во Флагстафе (Уолкер, Хорди).

Блестящие результаты в изучении Луны, полученные Г. Ричи и др. с рефракторами и Е. Холденом и др. с рефлекторами, в частности Ликским (D = 91 см), М. Лёви и П. Пюизё с экваториалом Куде, дали богатый материал для составления атласов, позволивших детально изучить лунную топографию⁴⁰. Много сведений о Луне дали исследования поляризации отраженного ею света (Б. Лио в 1922—1927 гг. на Пик дю Миди и А.В. Марков с сотрудниками в 1955—1960 гг. в Пулкове), а также радиометрические наблюдения Э. Петтита и С. Никольсона в Маунт-Вилсоне в 1927 г. и т. д. Новейшие фотометрические данные В.Г. Фесенкова (1960 г.) говорили о том, что поверхность Луны покрыта крупнозернистым веществом, частицы которого слабо связаны друг с другом и рассеивают упавший на них свет в основном и в обратном направлении, затеняя друг Друга.

Исследования Луны путем фотографирования в 1959 г. и позднее видимой и обратной ее сторон с автоматической межпланетной станции СССР и США явились выдающимися событиями в истории астрономии. В настоящее время эти исследования пополнены фотографиями лунной поверхности, переданными на Землю советскими и американскими автоматическими станциями «Луна 9», «Луна 13», «Сервейер-1», совершившими мягкую посадку на Луну.

Мы останавливаемся лишь на отдельных открытиях с помощью астрономических приборов. Увеличение их мощности в последние десятилетия сопровождалось все более углубленным проникновением во Вселенную. Астрономы обнаружили неоднородности Метагалактики, неизотропности и качественные отличия в строении скоплений галактик и объектов, из которых они состоят. В частности, это относится к локальному скоплению ближайших галактик — Супергалактике, отличающейся, например, от галактических скоплений в Деве, Волосах Вероники, Персее и др.

Большие работы проводятся с рефракторами. В. Райт, работая с астрографом Ликской обсерватории, определял собственные движения звезд так называемой привязкой к внегалактическим туманностям, т. е. измерением положений звезд относительно практически неподвижных галактик. В 1947—1954 гг. К. Шэн и К. Виртанен в Лике на пластинках 43x43 см (шесть квадратных градусов) сфотографировали все северное небо до склонения 23° за 2492 часа выдержки, запечатлев объекты до 18^m зв. вел. Точность измерения положений звезд и туманностей соответственно составила + 0"136 и + 0"15. Они заметили безусловную и сильную тенденцию всех галактик к скучиванию в скопления. При этом отдельные скопления оказываются зачастую качественно и количественно различными.

Аналогичные работы в целях определения координат и собственных движений астрономических объектов ведутся и в обсерваториях других стран. В СССР под руководством А.Н. Дейча уже с 1939 г. Пулковская, Ташкентская, Московская и другие обсерватории определяют положения галактик для создания нового каталога слабых звезд.

Мощные рефлекторы обеспечивали возможность наблюдений далеких объектов — до 24—25 зв. вел. Первым разведчиком внегалактической системы стал Э. Хаббл в Маунт-Вилсоне. Ученый открыл новые пути исследования. Уже в 1929 г., ведя наблюдения с телескопом D = 2,5 м и телескопом со спектрографом, он установил новый закон — линейное соотношение между сдвигом линий в красную сторону в спектрах галактик и их расстоянием, точнее, видимой величиной. Оказалось, что сдвиги линий положительны (Δλ > 0) для всех галактик, за исключением некоторых ближайших, и пропорциональны для разных галактик расстояниям (Δλ/λ ~ r). Относительные же сдвиги (Δλ/λ₀ = const) в спектре данной галактики постоянны (Δλ ~ λ₀).

Э. Хаббл достиг в то время при фотографическом методе предельного расстояния наблюдений для своего рефлектора в 2,5*10⁸ св. лет.= 7,67*10⁷ пс = 76,7 Мпс. Казалось, это соответствовало скорости «удаления» галактик от Земли в 42 000 км/сек при соотношении Э. Хаббла v = Η * r между скоростью удаления и расстоянием и Н = 550 км/сек/Мпс = 1,78*10^-17 сек^-1. Полученный так называемый коэффициент экспансии зарубежные астрономы ошибочно связывают с «возрастом мира». Обнаруженное явление было истолковано многими исследователями неправильно, в свете гипотезы расширяющейся (из ничего, из фиктивной точки) Вселенной⁴¹. Сейчас этот вопрос пересматривается (см. работу И.Д. Новикова в сб. «Сверхзвезды». М., изд-во «Мир», 1965).

Закон линейного соотношения Э. Хаббла имеет важное значение в современной космологии.

Спектральные снимки галактик классов F — G, в среднем типа солнечного, еще ранее были получены Ю. Шейнером и М. Вольфом в Германии, В. Слайфером в Америке (с рефлектором D = 70 см) и др.

Кардинальное значение для науки имел вопрос о шкале расстояний до галактик. В 1912 г. Г. Левитт по снимкам, полученным с брюсовским телескопом D = 60 см, F/5,5 на гарвардской станции «Бойден» в Арекипе (Перу, 1896— 1927 гг., позднее переведена в Блюмфонтейн), установила, что долгопериодические цефеиды (переменные звезды с периодом 1—50 суток) Магеллановых облаков показывают монотонное изменение среднего блеска в зависимости от изменения их периода. Немного раньше то же самое получил С. Бэйли для короткопериодических цефеид (с периодом меньше 1 суток), открытых в шаровых скоплениях.

Соотношениями между периодом и яркостью цефеид воспользовались Э. Хаббл — для внешних галактик и X. Шэпли — для шаровых скоплений Галактики и установили соответствующие шкалы расстояний. Естественно, что для этого понадобились нуль-пункты указанных зависимостей, которые были установлены по галактическим цефеидам, имеющим известные параллаксы. По расчетам нуль-пунктов Шэпли общая зависимость абсолютной величины от периода короткопериодических цефеид выражалась абсолютной величиной 0,^M0 (1930 г.), у О.А. Мельникова величина зависимости повышалась на — 0,^M5 (1944 г.), а у В. Бааде на —1,^M5 (1952 г.). Публиковались и многие другие исследования по этому вопросу. Все они вызвали изменение шкалы расстояний до внешних галактик, в которых только и найдены до сего времени долгопериодические цефеиды, в частности во внешних частях спиральной туманности Андромеды (М31, 1923—24 гг.).

Если принять нуль-пункт В. Бааде, то шкала расстояний увеличивается в два раза и коэффициент экспансии Η становится равным 275 км/сек/Мпс⁴².

После ввода в строй в 1949 г. Паломарского рефлектора большого диаметра (D = 5 м) появились новые материалы по внегалактическим туманностям, их блеску, цвету и спектрам. К ним прибавились еще результаты наблюдений в Лике. В связи с этим вопрос о шкале расстояний до галактик в 1956 г. обсуждался группой астрономов с участием Н. Мейала, М. Юмасона, А. Сандеджа, Дж. Стеббинса, А. Уитфорда, Э. Петтита. При этом, помимо цефеид, использовались и другие критерии для определения расстояний: средние величины блеска новых и сверхновых звезд, размеры областей газообразного водорода Η II и т. д.

Новое значение по дискуссии С. Ван де Берга (1960 г.) для локальной группы нескольких ярких галактик в соседстве с нашей Галактикой дает коэффициент экспансии H = 120 км/сек/Мпс, и при этом разные методы дают согласные результаты.

Как отмечалось выше, постоянную Хаббла H зарубежные ученые ошибочно связывают с «возрастом мира». Поскольку, говорят они, наиболее «старые» звезды в составе галактик имеют возраст 14*10⁹ лет, то за это время галактики должны уйти на расстояние 14*10⁹ св. лет = 4,3*10⁹ пс = 4,3*10³ Мпс. Согласно линейному соотношению между скоростью «убегания» галактик и расстоянием, получаем скорость 4,3·10³*H км/сек. Но по теории относительности эта скорость не может превышать скорость света, равную 3*10⁵ км/сек. Поэтому получается, что H = 70 км/сек/Мпс или, с некоторыми поправками, H = 50 км/сек/Мпс⁴³. Но эта цифра не соответствует значению H = 120 км/сек/Мпс, рассчитанному по наблюдениям. Старое значение H = 550 соответствует «возрасту» Вселенной t₀ = 1,8*10⁹, а H = 275 — возрасту t₀ = 3,6*10⁹ лет. Последний возраст соответствует возрасту минеральной оболочки Земли примерно — 3,5*10⁹ лет.

Однако подобный расчет явно ошибочен. Он основан на предположении, что Вселенная небесконечна, однородна и изотропна и возникла одновременно из одной фиктивной точки⁴⁴.

Совершенно очевидно, что объяснение красного смещения надо искать не в этом направлении. Возможно даже, что известные сейчас сдвиги спектральных линий, наблюдаемые, например, в скоплении Гидры (соответствующие скорости "убегания" до 60 000 км/сек), хотя и пропорциональны длине волны в спектре от 0,4 мк до 21 см (оптический и радиодиапазоны), все же в определенной части не обусловлены наличием скоростей разбегания галактик, точнее, центров тяжести скоплений галактик.

А. Сандедж в 1956 г. высказал предположение, что при скоростях около 40 000 км/сек линейность соотношения «скорость — расстояние» нарушается. Дисперсия скоростей галактик в скоплениях, несомненно, говорит о принципиальной приближенности «закона красного сдвига линий — красного смещения»⁴⁵.

Э. Хаббл, наблюдая галактики, разделил их на три группы: спиральные (иногда с перемычкой по диаметру), эллиптические и иррегулярные. К первому классу относятся туманности в Андромеде и Гончих Псах (с перемычкой — галактика в созвездии Пегаса), ко второму — «спутники» туманности Андромеды и к третьему — Магеллановы облака, большое и малое. Кроме того, он наметил и пути эволюции галактик от эллиптических к спиральным, в том числе имеющим вид пересеченной спирали. Сейчас этот вопрос заново изучен Г. де Вокулером.

Еще в 1885 г. в Дерпте Э. Гартвиг обнаружил в центре туманности Андромеды сверхновую звезду — S Андромеды⁴⁶. Позднее выяснилось, что немногим раньше ее видели И. Вард в Белфасте и Л. Гюлли в Руане. В 1926 г. Э. Хаббл «разрешил на звезды» (т. е. увидел раздельно) внешние части галактики в Андромеде при помощи телескопа D = 250 см, а в 1943 г. с тем же телескопом В. Бааде на пластинках, чувствительных к красным лучам, разрешил на звезды и центральные части туманности. Успеху его работы содействовал темный фон обычно светлого неба, так как в это время в Калифорнии в связи с войной было затемнение. В итоге он пришел к заключению о двух типах (I и II) населения космических объектов во Вселенной.

Отметим, что первое подтверждение спиральной структуры туманности Андромеды получил англичанин И. Роберте фотографическим способом с помощью рефлектора D = 50 см в 1887 г.

В дальнейшем круг исследований галактик с рефлекторами все более расширялся, причем и нашу Галактику — Млечный Путь — астрономы изучали постоянно и последовательно. X. Шэпли подробно изучил систему шаровых скоплений, являющихся как бы ее остовом. Были открыты многочисленные газовые туманности — разновидности большой туманности в Орионе, спектр которой в 1864 — 1865 гг. визуально изучали А. Секки и В. Хеггинс, а впоследствии его неоднократно фотографировали.

Англичанин Д. Хинд обнаружил ряд переменных пылевых туманностей, отражающих свет соседних горячих звезд, например в Тельце, близ нестационарной звезды Τ Тельца, — туманность NGC 1555 и наблюдавшуюся О.В. Струве туманность NGC 1554, в Единороге — своеобразную, наподобие головы кометы, туманность NGG 2261 со звездой. Все они интересны тем, что временами возгорались, а иногда совершенно погасали, становясь невидимыми даже в наиболее мощные телескопы.

В 1885 г. братья Анри в Париже на фотографии, полученной на нормальном астрографе, обнаружили, что звезда Майя в Плеядах окружена туманностью. И. Роберте, работавший в Кроуборо с упомянутым выше рефлектором при выдержке 89 мин указал на то, что все четыре яркие звезды в Плеядах — Альциона, Электра, Меропа и Майя — окружены туманностями. В.В. Стратонов нашел в Плеядах в нормальный астрограф Ташкентской обсерватории ряд мелких туманностей. Когда же И. Роберте увеличил выдержку до 3 часов, то увидел, что все они — лишь части одной большой туманности, сходной с газово-пылевой туманностью Трапеции Ориона.

Сейчас некоторые известные туманности иногда называют кометарными. В СССР их подробно изучал в последние годы В.А. Амбарцумян в Бюракане. Во время вспышек, отражая состояние освещающих их звезд, они как бы посылают в космос световые сигналы. Несколько таких случаев зарегистрировал Г.А. Шайн в Симеизе, увидев туманности (не только кометарные) в соседстве со звездами, меняющими блеск.

Не менее интересны планетарные туманности (например, в Лире), получившие такое название в связи с тем, что по внешнему виду и зелено-голубому цвету они напоминают планеты Уран и Нептун. Таких туманностей известно в настоящее время около 300. Это — газовые туманности-оболочки с центральной звездой. Их спектр в 70-е годы XIX в. наблюдал Ф.А. Бредихин в Москве. В 1927 г. И. Боуен объяснил особенности их спектров наличием кислородных линий, связанных с «запрещенными» переходами в этом атоме. В спектрах планетарных туманностей наблюдаются, кроме того, водородные и другие линии.

Первые фотографии планетарных туманностей сделаны Д. Килером на ликском рефлекторе D = 91 см, X. Кертис в 1918 г. предложил классифицировать их. Только мощные телескопы-рефлекторы позволяли во многих случаях фотографировать слабые звездочки в центре планетарных туманностей, например, такие, как в созвездии Лиры, снимки которых в 1892 г. были сделаны обсерваториями Алжира и Ватикана.

К классу переменных туманностей примыкают также туманности, образующиеся вокруг новых и сверхновых звезд вскоре после их вспышки. Такова, например, туманность вокруг Новой Персея 1901 г. и Сверхновой (Крабовидная) в Тельце 1051 г. (возможно 1054 г.). Вокруг Новой Змееносца, открытой Галилеем в 1604 г. и описанной Кеплером, В. Бааде с рефлектором D = 250 см и узкополосными фильтрами нашел в 1943 г. только клочки газовой туманности, почти рассеявшейся. Обрывки волокон найдены и на месте Новой Кассиопеи 1572 г. и др.

В плоскости Млечного Пути и других местах есть много туманностей совсем темных, иногда полностью экранирующих звезды, расположенные за ними. Это — пылевые туманности. Одна из них большого размера названа мореплавателями «Угольный мешок», находится в созвездии Южного Креста. На нашем северном небе такая туманность есть в созвездии Лебедя близ звезды Денеб. В этом месте Млечный Путь как бы раздваивается и образует вилку. Одна ее ветвь, более слабая, идет через созвездия Лиры — Змееносца, а вторая — через созвездие Стрельца, и обе ветви соединяются только через 120° в созвездиях Кентавра и Южного Креста.

Исследуя в XIX в. фотографии Ликской обсерватории, В. Рейнард объяснил эти и более мелкие туманности действием пылевой среды. Дальнейшему их изучению и описанию мы обязаны в первую очередь Э. Барнарду и М. Вольфу, получившим фотографии пылевых туманностей с помощью широкоугольных объективов типа портретных. Э. Барнард работал с дублетом Вайларда D = 15 см в Лике и затем в Йерксе с камерами брюсовского телескопа D = 25 см и D = 15 см и сделал снимки 182 темных туманностей⁴⁷. При фотографировании с длиннофокусными рефракторами и рефлекторами с малыми рабочими полями их изображение можно было получить очень редко и всегда менее отчетливо. М. Вольф исследовал эти же объекты в 1891 г. в Гейдельберге также с портретным объективом двойного астрографа D = 15 см. Оба ученых выдвинули много доказательств, подтверждающих, что это именно темные пылевые туманности, а не прогалины или «коридоры» между звездами.

В 1920 г. и в последующие годы И. Гаген, работая с визуальным рефрактором ватиканской обсерватории Кастель Гандольфо, обнаружил туманности другого типа, слабые и занимающие большие участки неба. Но их существование до сего времени еще не подтверждено, несмотря на длительное обсуждение этого вопроса в 1920—35 гг. Впервые их заметил в рефлектор, по-видимому, В. Гершель в 1818 г.

М. Вольф позднее применил в Гейдельберге двойной брюссовский астрограф D = 40 см с полем 6°Х7° и вместе с австрийцем И. Пализой издал 220 карт неба со звездами до 16 зв. вел. После него обширный атлас северного Млечного Пути издали Ф. Росс и М. Кальверт (Чикаго), снятый с 12,5-сантиметровым четырехлинзовым объективом Росса в Маунт-Вилсоне и Флагстафе. Недавно, в 1952 г., появился «Атлас Южного неба» Ф. Хейдена, Л. Мак Хуга и В. Роберта, снятый в Бокайюве (Бразилия) с тем же объективом Росса.

Среди туманностей северного неба на общем фоне Млечного Пути выделяются туманности в созвездиях Тельца (площадью более 1000 кв. град.), Змееносца, Лошадиной головы в Орионе и др. Зачастую темная туманность граничит со светлой или переходит в нее на фоне некоторых светлых туманностей. Б. Бок и Е. Рейли в 1946 г. обнаружили круглые темные объекты, по-видимому, очень плотные, размерами 1000—100000 а. е. Их назвали глобулами. Некоторые астрономы принимают их за протозвезды.

Важнейшим этапом в изучении Галактики было открытие галактического вращения голландцем Я. Оортом в 1927 г. путем анализа собственных движений и лучевых скоростей звезд. К этому открытию многие астрономы были близки и раньше, в частности М.А. Ковальский в России (1859 г.), однако им еще не хватало необходимого материала. Я. Оорт воспользовался методом полярных диаграмм для изучения движений звезд в Галактике, который широко использовал также голландец Я. Каптейн. Исследования по динамике Галактики шведа Б. Линдблада, Я. Оорта, К.Ф. Огородникова и других астрономов обогатили науку представлениями о морфологических особенностях Галактики, ее размерах, массе, возрасте и т. д.

Осевое вращение было обнаружено также и у внешних галактик. Работы по его изучению велись с рефлекторами диаметрами 250, 150 и 91 см при выдержке спектров да 80 час. В 1914 г. галактики М31 типа Sb, NGC 4594 типа Sa исследовали М. Вольф и В. Слайфер, а в 1916—1918 гг. — Ф. Пиз. Оказалось, что эллиптические галактики и ядра двух названных галактик вращаются как твердые тела, т. е. скорость их отдельных частей линейно возрастает с удалением от центра. Период вращения ядра М31 в Андромеде определили в 18 млн. лет, а для ядра нашей Галактики — в 12,5 млн. лет.

Исследования X. Бебкока в 1933 г. в Маунт-Вилсоне изменили это представление: на больших расстояниях от центра туманность уже не вращается как одно целое. На расстоянии 0—4' от ядра линейная скорость возрастает линейно до 100 км/сек, далее снижается до нуля, затем увеличивается монотонно, но нелинейно и на расстояниях 32' и 96',5 составляет соответственно 200 и 375 км/сек. Из этих данных получили значение массы М31, равное 100 млрд. масс Солнца. Периферийные части удобно было изучать по газовым туманностям с блестящими линиями. Новые результаты удалось получить благодаря соединению рефлекторов со спектроскопом-спектрографом, что значительно повысило их мощность.

До сего времени, однако, остается загадкой вопрос, как вращаются спирали — раскручиваясь или закручиваясь (вероятнее второе). Спектрографируя галактики, мы, к сожалению, не знаем, какая из двух видимых ветвей находится дальше или ближе от наблюдателя.

В телескопы удалось обнаружить, что звезды О, В высокой светимости располагаются в Галактике определенным образом, по спиралям. Об этом говорили и сдвиги линий межзвездных облаков. Г. Мюнч в 1953 г. нашел, что в долготах Галактики l¹ от 60° до 140° линии двойные и удовлетворяют формуле галактического вращения Я. Оорта, но на разных расстояниях — 400 и 3000 пс. Тот же вывод подтверждался и наблюдениями радиолинии 21 см. Так была доказана спиральная структура Галактики.

Для характеристики «населенности» галактик следует добавить, что еще в 1917 г. Ричи и Кертис открыли новые звезды, которые сейчас известны в 12 системах. В 1932 г. Э. Хаббл открыл также шаровые скопления в галактиках.

Ядро Галактики состоит из звезд II типа — красных и желтых гигантов, по Бааде, и сферической составляющей, по терминологии Московской школы. Ветви состоят из звезд I типа (плоской составляющей) — белых сверхгигантов и др.

Мы уже говорили, что В.Я. Струве в 1847 г. обнаружил общее поглощение света в Галактике, а Г.А. Тихов в 1910 г . — избирательное поглощение. Позднее, в 1930 г., эти явления детально исследовал Р. Трумплер по рассеянным скоплениям. В 1949 г. А.А. Калиняк, В.И. Красовский и В.Б. Никонов обнаружили с ЭОП в инфракрасных лучах, как и Д. Стеббинс и А. Уитфорд фотоэлектрическим методом, большое облако в центре Галактики. Как показали исследования Д. Дюфэ и др. во Франции в 1952 г., оно разрешается на отдельные звезды.

В 1904 г. Г. Гартман, а за ним и другие астрономы нашли межзвездные линии ряда газов — кальция, натрия, титана, калия и др.

Весьма интересны попытки изучения метагалактического поглощения. Оно очень мало, и его определение при наблюдениях было затруднено постепенным покраснением галактик по мере их удаленности из-за сдвига энергетической кривой согласно красному смещению. В настоящее время ее красный сдвиг, наоборот, служит сравнительно легким средством определения шкалы расстояний во Вселенной.

Работами Д. Стеббинса и А. Уитфорда в 1948 г. было выявлено, что далекие эллиптические галактики гораздо краснее, чем по соотношению красного смещения (сравнение было сделано с ближайшей эллиптической галактикой М32 — спутником Андромеды). Однако позднее А. Уитфорд уже не нашел избытка цвета. По-видимому, в 1948 г. энергетическая кривая М32 была ошибочна или же эта галактика является аномальной. В противном случае избыток цвета говорил бы о различных во времени стадиях эволюции далеких эллиптических галактик, откуда свет вышел около 1 млрд. лет назад, и ближайших, типа М32, свет от которых вышел в более позднее время, всего около 1 млн. лет назад.

Очень важным результатом астрономических исследований явилось открытие в 1944 г. и позднее X. Бебкоком в Маунт-Вилсоне на 250-сантиметровом телескопе магнетизма звезд. Долгие годы астрономы считали, что напряженность магнитных полей коррелируется со скоростью осевого вращения звезд. Еще в 1877 г. англичанин В. Абней высказал мысль о возможности определения скорости осевого вращения по уширению профилей спектральных линий в интегральных по диску спектрах звезд⁴⁸. Но эта глубокая идея не была понята в то время. Только в 1929 г. О.Л. Струве удалось приближенно доказать ее. Но вскоре он же и Г.А. Шайн, после того как в 1929—1930 гг. была ими измерена скорость осевого вращения звезд по профилям линий поглощения в их спектрах, нашли для нее более полные доказательства.

Ф. Шлезингер в 1909 г. определил скорость вращения путем сдвигов линий двойных звезд при частном затмении, в частности δ Весов.

С тех пор многие астрономы определяли скорость осевого вращения звезд. В последние годы подобные исследования широко проводил А. Слеттебак. Именно эта скорость коррелировалась, как казалось, с магнетизмом звезд. Если общее магнитное поле Солнца достигает величины 1 э, а скорость осевого вращения на его экваторе 2 км/сек, то у звезд они повышаются в сотни и даже тысячи раз.

У ряда звезд и Солнца в дальнейшем было обнаружено изменение магнитных полей и самой полярности. Это указывало на то, что вращение и магнетизм связаны лишь косвенно.

Используя эту же методику, спектроскописты открыли и исследовали много спектрально-двойных звезд. Вначале изучением их занималась Потсдамская обсерватория, позднее — Викторианская, Йерксовская, Макдональдская, Маунт-Вилсоновская и др. Русские ученые также проявляли к ним интерес: в Пулковской и Симеизской обсерваториях — А.А. Белопольский, Г.А. Шайн, В.А. Альбицкий, О.А. Мельников, в Энгельгардовской — Д.Я. Мартынов и В.А. Крат и др. Было открыто много новых спектрально-двойных звезд, а фотометрия линий в их спектрах позволила установить различия компонент в блеске. Кроме того, исследовались и затменно-переменные звезды: в Гарварде — С. Гапошкиным, 3. Копалом, в Казани и Пулкове — Д.Я. Мартыновым, В.А. Кратом, Н.М. Гольдберг, А.Н. Дадаевым, в Ташкенте — И.М. Ищенко, в Крыму и Казани — С.В. Некрасовой, в Ленинграде — В.А. Домбровским и т. д.

Изучение вместе с визуально-двойными звездами спектрально-двойных и затменно-двойных звезд дало материал для установления зависимости между массой и светимостью. Приближенное значение этой зависимости L ~ M^10/3, установленное А. Элдингтоном, в дальнейшем уточняли Г.Н. Ресселли, Ш.Е. Мур, П.П. Паренаго Д.Г. Масевич и др.

Крупное открытие с помощью рефлектора со спектрографом сделал в 1940—1942 гг. в Симеизе Г.А. Шайн для звезд классов R и N (С-звезды). Он нашел в их спектре полосы молекул, в которые входят как легкий, так и тяжелый изотопы атомов, в частности С¹² и С¹³. При этом относительное обилие С¹²/С¹³ = 2÷20 изменяется от звезды к звезде. В то же время теоретическое обилие, подтвержденное лабораторными опытами, С¹²/С¹³ = 90 : 1.

Позднее, в 1947 г., Г.А. Шайн и В.Ф. Газе обнаружили у холодных звезд полосы тяжелой молекулы C¹³N¹⁴.

За границей полосы С₂, CN в звездах класса R и N в 1948 г. изучали с рефлекторами и спектрографами П. Меррилл, Р. Сэнфорд, К. Вурм, Г. Герцберг, Ш. Ференбах и особенно много А. Маккилер. Оказалось, что все звезды класса R разбиваются на 2 группы: а) с отношением С¹²/С¹³ ~ 50 и более и б) с отношением С¹²/С¹³ ~ 3.

Это открытие, как и открытия других изотопов, имеет большое значение для построения теории развития звезд вообще. К нему примыкает открытие П. Мерриллом на маунт-вилсоновском рефлекторе линий технеция в спектрах холодных долгопериодических переменных звезд типа S (R Андромеды, R Близнецов и др.) на участке около 4200 А. Этот элемент (№43 в периодической системе Д.И. Менделеева) в 1939 г. был получен искусственным способом, что и объясняет его название. Наиболее устойчивый изотоп технеция имеет короткий (по сравнение с временем жизни звезд) период полураспада — около 9· 10⁵ лет.

Выше мы говорили об открытии Б. Боком и Е. Рейли в 1946 г. почти шарообразных темных глобул на фоне снимков светлых туманностей. Это сильно уплотненные области, по форме напоминающие круги с поперечником около 1000—100 000 а. е. По сравнению с темными туманностями, например Конской головой в Орионе, глобулы очень малы. Помимо правильных темных глобул, которые многие ученые считают протозвездами (т. е. дозвездными образованиями из холодной пыли и газа), А. Секерей в Радклифовской обсерватории обнаружил темные сгустки неправильной формы.

Значительным достижением телескопических исследований явилось обнаружение туманностей, изменяющих форму и блеск (см. ниже стр. 90). Наибольшее внимание привлекла уже упоминавшаяся выше туманность Д. Хинда⁴⁹ около звезды Τ Тельца. Другая туманность NGC 2262 найдена наблюдениями с маунт-вилсоновским и паломарским инструментами около звезды R Единорога и относится к тому же типу. Изменение блеска кометарных туманностей со звездой в голове (изменение яркости по площади) происходит со скоростью, близкой к световой, и обусловлено переменностью звезды, дающей вспышки более яркие, чем вспышки на диске Солнца. Другая такая освещаемая туманность — туманность NGC 6729.

Еще следует упомянуть о поляризации света туманностей и звезд. В 1954 г., например, наблюдалась поляризация Крабовидной туманности (В. А. Домбровский, Я. Оорт, Т. Вальравен, В. Бааде, Г.А. Шайн, С.Б. Пикельнер, Р.Н. Ихсанов и др.), предсказанная И.М. Гордономи В.Л. Гинзбургом и коррелирующаяся с тонкой структурой. В некоторых тонких волокнах (12"—3" дуги) поляризация достигает, по В. Бааде, 100 процентов. И.С. Шкловский и В.Л. Гинзбург высказали предположение, что подобная поляризация может возникнуть в результате тормозного излучения релятивистских (быстрых) электронов, движущихся в межзвездных магнитных полях.

Поляризация света далеких звезд обусловлена межзвездной пылевой средой и лишь частично звездным веществом. Она была обнаружена Д. Холлом и В. Хилтнером в 1949 г, в Йеркской обсерватории, а позднее изучалась в Морской Вашингтонской и Макдональдской обсерваториях. Независимо от этих работ поляризация света звезд со степенью поляризации⁵⁰ в несколько процентов обнаружена и изучена В.А. Домбровским, который наблюдал ее с телескопом-рефлектором (D=25cm), имеющим вместо спектрографа короткофокусную линзовую камеру. Колебание электрического вектора световой волны, идущей от звезд, как показывают наблюдения, происходит преимущественно параллельно галактическому экватору, но есть и другие предпочтительные направления. Расчет показал, что межзвездные пылинки, обусловливающие покраснение звезд и поляризацию, должны быть вытянуты в определенном направлении по отношению к экватору Галактики (Г. К. Ван де Холст и др.)⁵¹. Это, возможно, обусловлено слабыми магнитными полями (X. Альфвен, 1943 г.) порядка 10~4 — 10~5 э ⁵².

Существенно, что поляризация, которую ранее приписывали атмосферам звезд (В. А. Домбровский и др.), имеет в основном межзвездное происхождение, что доказывается корреляцией Ρ степени поляризации (в процентах) с полным межзвездным или избирательным поглощением⁵³

E_{B — V} ≈ A_B / 5,

а именно:

P = (2 ÷ 4) * A_B = (10 ÷ 20) * E_{B — V}

Употребляя особый рефлектор из плоских зеркал с целостатом и спектрографом, О.Л. Струве и К.Т. Эльви обнаружили вблизи звезд классов О, В громадные области с эмиссионным блестящим спектром водорода и «запрещенных» линий [OII], [NII], [SII], [OIII] и т. д., которые в 500 и более раз слабее эмиссий в спектре туманности Ориона.

Области ионизированного водорода HII оказалось возможным сфотографировать только с узкополосным фильтром в линии водорода Нα. Исследованием этих областей занимался Б. Стремгрен (1939 г.). За ними следуют области нейтрального водорода HI.

На обычных фотографиях, сделанных в Йерксовской и Макдональдской обсерваториях в 1937 г. и позднее, в этих местах неба туманностей нет вообще.

Подобные области располагаются в ветвях спиралей и наблюдаются во всех спиральных галактиках, в том числе и в нашей.

Комментарии

34. Позднее Г. Грэбб объединился с Ш. Парсонсом, сыном В. Парсонса (лорда Росса), создав фирму «Грэбб — Парсонс и К°» в Ньюкасле, которая сейчас поставляет телескопы для всего мира. У этой фирмы был приобретен, например, 100-сантиметровый рефлектор для Симеиза.

35. В 1933 г. зеркало телескопа А. Коммона и Г. Кальвера перешлифовал Д. Фекер. С усовершенствованной монтировкой телескоп передали Гарвардской обсерватории на станцию Блюмфонтейн (Южная Африка).

36. Vistas in Astronomy, vol. 8, ed. A. Beer a. Aa. Strand, Pergamon Press, Oxford -- London, 1966.

37. Э. Хаббл проводил наблюдения со знаменитым кросслеевским 91-сантиметровым рефлектором (F = 5,5 м = 5,5*10³ мм) и микроскопическим объективом f = 13 мм с увеличением 5^х,4 (1/ s' — 1/s'' = 1/f, где принято s' = 15,4 и s" = 83,0 мм, а увеличение равно s''/s' = 83,0/15,4 = 5^х,4). Оригинальный масштаб кросслеевского рефлектора (число секунд дуги в 1 мм в фокальной плоскости) определится из уравнения 1 (мм) = 5,5*10³ (мм) * α (рад) = 5,5*10³ (мм)/2,06*10⁵ (сек/рад)* α(сек) = (1/37",5)α". Отсюда α == 37",5 в 1 мм. С увеличительной камерой масштаб пропорционален s'/s'' * F или равен α(s'/s'') = α''/5^x,4 = 6",95 в 1 мм. На ближайшем расстоянии (противостояния 1924 и 1926 гг.) Марс имел условные диаметры около 25" и 20", т. е. его линейные диаметры в фокальной плоскости увеличительной камеры составляли: 25/6,95 = 3,6 мм; 20/6,95 = 2,9 мм. Этого все же мало, и поэтому не удивительно, что «эффект Райта» — зависимость измеренного линейного диаметра Марса от спектральной области наблюдений, — как бы доказывающий наличие атмосферы, сильно рассеивающей ультрафиолетовые лучи, оказался, по В.В. Шаронову, фиктивным. Он обусловлен в основном, по-видимому, влиянием фотографических эффектов и другими ошибками.

38. Для уменьшения рассеяния, так как спектр звезд — типа В5, в котором линии К нет.

39. Материал в области телескопических исследований планет необычайно велик. Поэтому мы отсылаем читателя к следующим изданиям, в которых содержатся необходимые сведения: В. Г. Φесенков. О природе Юпитера. Харьков, 1917; В.В. Шаронов. Природа планет. М., 1958; Н.П. Барабашов. Исследование физических условий на Луне и планетах. Харьков, 1952; Н.И. Кучеров. Новейшие данные о жизни на Марсе. Л., 1959; Г. Α. Τихов. Астроботаника. Алма-Ата, 1949; Он же. Астробиология, М., 1953; В.И. Мороз. Физика планет. М., 1967.

40. Со времени изготовления первой карты Луны в 1647 г. Я, Гевелием, основателем новой науки — селенографии (этим термином он озаглавил свою книгу о Луне, в которую вошли первые детальные карты Луны) , было изготовлено много лунных карт. Известна карта 1651 г. итальянца Дж. Риччиоли. Названия деталей лунной поверхности на картах Я. Гевелия и, в более полной мере, Дж. Риччиоли сохранились в большинстве случаев до настоящего времени. Карта Луны диаметром 0,95 м была составлена в 1834 г. немецкими любителями В. Беером и М.И. Медлером. В 1878 г. немецкий астроном И. Шмидт изготовил карту Луны размером 2 м. Из фотографических карт следует упомянуть карту французов М. Лёви и П. Пюизё, полученную и репродуцированную в 1898—1908 гг. Эта карта-атлас содержит более 10 000 деталей лунной поверхности. Сейчас она заменяется американским атласом, выполненным под руководством Г. Койпера. В дальнейшем в научный обиход войдут цветные фотографические атласы. Хорошие цветные фотографии уже получены Н.П. Барабашовым в Харькове и рядом зарубежных ученых. В СССР скоро выйдут в свет карты Луны, выполненные под руководством Ю.Н. Липского, И.И. Катяева (цветная) и др.

41. В лучшем случае это явление строго применимо к центрам тяжести скоплений галактик, которые в наблюдаемом участке метагалактик расширяются приблизительно однородно и изотропно. Но такие допущения возможны только при условии, если явление «красного смещения» интерпретировать как результат движения. Следует указать, что в СССР, Англии, США и других странах в настоящее время подготавливаются эксперименты, цель которых состоит в наблюдении явления резонансного рассеяния и поглощения гамма-квантов, направленных вертикально вверх, т. е. против силы тяжести Земли. Оказывается, что если при этом измерять частоту с относительной точностью выше Ю-16 (в этом случае сдвиг линии будет больше ее ширины, т. е. ширины спектральной линии резонансного рассеяния гамма-квантов), то можно экспериментально проверить реальность явления «красного смещения» и тем самым независимо подтвердить одно из основных положений общей теории относительности. См.: В.В. Миллер. С точностью до одной миллиардной. (Лабораторная проверка общей теории относительности). «Природа», 1960, № 7, стр. 7-12.

42. Трудность этой проблемы заключается в том, что расстояния для галактик местной системы определяются не теми методами, какими для удаленных галактик.

43. Поправка взята в применении к «Модели мира». Поскольку. 1 Мпс = 10⁶ пс = 3,083*10¹⁹ км, то Η = 50 км/сек/Мпс = 1,62*10^-18 сек^-1.

44. Мы уже указывали, что сейчас выяснена неоднородность Метагалактики как одно из ее главных свойств. Наблюдается сильная тенденция к скучиванию галактик. В некоторых из них встречаются объекты, качественно отличные от объектов местной системы и Супергалактики, например, в скоплениях Девы, Волос Вероники и др., — голубые или даже фиолетовые галактики, открытые со шмидтовским телескопом в Мексике Г. Аро в 1956 г. Они имеют цвет звезд типа В9, А5, F8 с большим избытком излучения в ультрафиолетовом спектре. Обычные галактики имеют цвет характерный для более поздних звезд класса G и др. В 1960 г. в Москве А.А. Ростовская обнаружила по фотографиям со шмидтовским телескопом еще много подобных же объектов. Можно предположить, что либо процессе звездообразования идет в них быстрее, чем в членах местной системы Супергалактики, либо же в состав этих галактик входит много газа, дающего в спектре линию 3727Å («запрещенный» переход в кислороде и т. д.).

45. В настоящее время выяснилась принципиальная невозможность при наблюдениях классическим спектрометрическим методом определять сдвиги линий в спектрах слабых галактик со скоростями выше 60 000 км/сек. При фотографировании с большой выдержкой спектр галактик замывается более ярким спектром ночного неба. В преодолении этого затруднения новые перспективы открывает применение специальных электронно-оптических преобразователей (ЭОП) с электрической компенсацией спектра неба или методов узкополосной колориметрии для определения сдвигов по спектральной энергетической кривой удаленных галактик (К. Бем в США и др.). В спектрах квазизвезд QSS сейчас обнаружены относительные сдвиги спектральных линий Δλ/λ₀ > 2, Однако в этом случае линейная формула Доплера неприменима, а формула теории относительности дает скорость ν < с.

Для более детального ознакомления с этими вопросами см.: В.А. Амбарцумян. Некоторые вопросы космогонической науки. — «Коммунист», 1959, № 8, стр. 86-96.

46. Для упорядочения многочисленных типов туманностей и звездных скоплений Дж. Л. Дрейер издал в 1890 г. в Лондоне их каталог на 7840 номеров (перед номером ставятся три латинских буквы NGC). Позднее в 1895 г. вышло дополнение к нему «Индекс каталог» с 1529 объектами (перед номером ставятся две латинские буквы IС и римcкая цифра I, т. е. IC-I). Затем в 1910 г. вышло второе дополненние (IC-II) с 3857 объектами. Всего в этих каталогах занумеровано 13 226 объекта. Уже в наше время появились Симеизский каталог, в котором объекты (туманности) обозначаются через латинскую букву S (Г. Шайн и В.Ф. Газе), Алма-Атинский атлас туманностей (В. Г. Фесенков, Д.С. Рожковский) и многие другие.

47. Э. Барнард издал «Атлас избранных областей Млечного Пути» (Вашингтон, 1927). Наблюдения Южного неба были дополнены Г. Ресселем в Сиднее в 1890 г.

48. Один край звезды, ось вращения которой перпендикулярна лучу зрения, приближается к наблюдателю, другой удаляется, а середина диска в направлении на наблюдателя вообще не движется. Спектральные линии от двух краев диска звезд по принципу Доплера — Физо сдвигаются на величину скорости вращения, деленной на скорость света и умноженной на длину волны (Δλ = (v/c) λο), в разные стороны. Линия же от центра диска не сдвигается. Промежуточные точки диска дают линии, сдвинутые на величину меньше Δλ, поскольку диск звезды наблюдается интегрально, т. е. все линии в спектре просто расширяются.

49. Переменная кометарная туманность NGC 2261 открыта Ю.Ф. Шмидтом (1861). Затем ее изучали многие, в частности Э. Хаббл (установивший с призменной камерой наличие сильного непрерывного спектра) и В. Слайфер (установивший со щелевым спектрографом линии поглощения и излучения в спектре).

Переменная кометарная туманность NGG 1555, открытая также Д. Хиндом в 1852 г., в течение 38 лет непрерывно (с флуктуациями) уменьшала свою яркость до полного исчезновения. В 1890 г. ее с трудом увидел в большой 36-дюймовый ликовский рефрактор Э. Барнард, но уже в 1897 г. он уверенно рассмотрел туманность в 40-дюймовый йерксовский рефрактор. В последнее время туманность наблюдается в 40" от переменной звезды Τ Тельца.

50. Степень поляризации частично поляризованного света равна отношению мощности потока излучения поляризованной доли света к полной мощности потока частично поляризованного света (выражается в процентах).

51. Согласно Р. Койрелу и Е. Шатцману, межзвездные пылинки могут быть тонкими кристалликами графита, часть которых ориентирована магнитным полем.

52. По Л. Дейвису и Д. Гринстейну (1951) пылинки — межзвездные частички — могут быть льдинками, замерзшими газами даже без ферромагнитных включений, но ориентированными за счет явления парамагнитной релаксации — взаимодействия поля со спином (вращательным моментом) частиц.

53. Индекс В относится к фотографическим, V — к фотовизуальным, ν — к визуальным лучам.