Эволюция Вселенной и происхождение жизни - Теерикор Пекка - Страница 22

Другим знаменитым наблюдателем эпохи длинных телескопов был поляк Ян Гевелий (1611–1687), имевший собственную обсерваторию в Гданьске. Это была первая в мире обсерватория, оснащенная телескопом. Наблюдениями занималась и его жена Елизавета. Инструмент Гевелия имел 45 м в длину! Его сложная система канатов и реек напоминала оснащение парусного судна и для управления определенно нуждалась в сноровке моряка. С помощью этого телескопа Гевелий исследовал поверхность Луны и составил ее хорошие карты. Когда мы говорим о лунных «морях», следует помнить, что так их назвал Гевелий. Теперь мы знаем, что это низины, наполненные застывшей лавой.

После изобретения в XVIII веке ахроматических линзовых телескопов, в изображении которых цветные разводы сильно ослаблены, эра длинных линзовых телескопов завершилась. До конца XIX века еще строили крупные линзовые телескопы с объективами диаметром вплоть до 1 метра, но уже были разработаны телескопы другого типа, которые постепенно стали основными инструментами современных исследований. В 1671 году Исаак Ньютон построил первый рефлектор, где не линза, как в рефракторе, а вогнутое зеркало собирало свет. Опыты с преломлением лучей в стеклянной призме привели Ньютона к выводу, что цветовые ошибки телескопов-рефракторов полностью устранить невозможно. Это заставило его обратиться к альтернативному способу фокусировки световых лучей путем отражения, угол которого не зависит от цвета. Изображение, сформированное в фокусе зеркала, не имеет цветных разводов. Если поверхность вогнутого зеркала параболическая, то все лучи, отраженные как от центральной части зеркала, так и от его краев, будут собираться в один фокус. Сохранился телескоп, собственноручно изготовленный Ньютоном. Его металлическое зеркало имеет диаметр 3,5 см. Ньютон использовал маленькое плоское зеркало для отклонения лучей вбок, в дырочку на трубе телескопа, где расположен увеличивающий окуляр.

Большие современные телескопы-рефлекторы часто имеют отверстие в центре главного зеркала, сквозь которое лучи, отраженные от вторичного зеркала, попадают на детектор излучения. Сегодня изображение регистрируют уже не глазом или фотопластинкой, а высокочувствительной ПЗС-камерой или спектрографом. Телескоп описанного типа называется кассегреновским рефлектором, поскольку его изобрел француз Г. Кассегрен (о котором очень мало известно) вскоре после создания рефлектора Ньютона. Впрочем, телескоп Кассегрена, на самом деле, был усовершенствованной версией телескопа, предложенного Джеймсом Грегори еще до Ньютона. Но Грегори не построил свой телескоп. В телескопе Кассегрена в качестве вторичного используют выпуклое зеркало; это приводит к уменьшению длины телескопа.

Важное преимущество телескопа-рефлектора состоит в том, что размер главного зеркала можно сделать гораздо больше, чем у линзы рефрактора. При этом собирается больше света и можно наблюдать более тусклые и далекие объекты. Зеркало можно поддерживать сзади по всей поверхности, в то время как линзу можно держать только по краям. После разработки методов нанесения серебра, а затем и алюминирования, вместо использовавшегося Ньютоном металла, стали применять стекло, которому даже не нужно быть прозрачным. Вообще свободный от хроматической аберрации рефлектор большого диаметра можно построить за те же деньги, что и рефрактор меньшего размера.

Хотя рефлекторы в астрономии начали успешно конкурировать с рефракторами еще в XIX веке, оставалось много задач, при решении которых предпочтение отдавалось рефракторам. Например, их использовали для точного определения положений звезд. Большие проблемы создавало наличие хроматической аберрации, но в конце концов ее удалось устранить. Это позволило осуществить мечту об измерениях расстояний до звезд.

Сегодня телескопы усложнились еще больше. Наряду с работой в визуальной области, они могут работать в рентгеновском, ультрафиолетовом, радио- и инфракрасном диапазонах, недоступных человеческому глазу. Некоторые телескопы работают в космосе, и им не мешает атмосфера, размывающая оптическое изображение и поглощающая излучение на многих длинах волн (исключая визуальный свет и радиоволны). На рис. 7.5 представлено большое зеркало, предназначенное для космического телескопа. Для радиотелескопов вместо зеркала используют вогнутую тарелку, а радиоприемник устанавливают в фокусе этой тарелки. Большая длина радиоволн делает их разрешение ниже, чем у оптического телескопа того же размера, поэтому тарелка радиотелескопа очень крупная. Бывают тарелки диаметром 100 м и даже больше, тогда как диаметр зеркала современного оптического телескопа не превышает 10 м. Радиоастрономы научились объединять сигналы с разных тарелок, имитируя одну тарелку, сравнимую с размером Земли. Это называется интерферометрией. Уровень современной электроники позволяет сделать то же самое и в оптическом диапазоне, используя несколько телескопов одной обсерватории.

Рис. 7.5. Зеркало диаметром 3,5 м, созданное финской оптической фирмой Opteon для европейского космического телескопа «Гершель». Сейчас это самый большой космический телескоп. Поверхность зеркала так отполирована, что неровности на ней не превышают нескольких тысячных долей миллиметра. Фото: Opteon.

Наконец, некоторые современные телескопы стали трудноузнаваемыми. Разработаны приборы, способные регистрировать субатомное нейтринное излучение Солнца и сверхновых звезд. Созданы детекторы гравитационных волн для обнаружения изменений полей при орбитальном движении черных дыр или их рождений в сверхновых.

Исследовательский дух очень силен в астрономии. Велико желание продвигаться все глубже и глубже в бездну Вселенной, чтобы увидеть то, чего никто никогда ранее не видел. Для обнаружения и дальнейшего исследования всех этих неожиданных небесных тел и явлений требуются телескопы все большего и большего размера.

Глава 8 Далеко ли до звезд?

Согласно Птолемею, расстояние до сферы звезд составляет 20 000 радиусов Земли. Коперник же считал это расстояние просто «огромным», поскольку звезды не демонстрируют покачиваний, вызванных годичным движением Земли вокруг Солнца. Отсутствие «годичного параллакса» отмечал еще Птолемей, который использовал это как доказательство неподвижности Земли. Для Аристарха, как и для Коперника, отсутствие параллакса свидетельствовало о безграничности Вселенной.

Коперниканская революция не только убрала Землю из центра Вселенной и придала ей движение, но и разбила вдребезги старую хрустальную сферу, с древних времен удерживающую звезды. Коперник и Кеплер все еще верили в эту самую дальнюю сферу, но фактически она стала бесполезной, когда утратила свою исходную функцию. Этот новый мировой порядок ясно описал горячий поклонник Коперника — Бруно: «Если только мы поймем, что видимость мирового движения вызвана истинным ежедневным движением Земли… то не будет оснований, которые принуждали бы нас считать все звезды одинаково далеко отстоящими от нас». Еще раньше, как мы рассказали в главе 4, Диггес отделил звезды от сферы и рассеял их в пространстве: «Эта сфера неподвижных звезд безгранично простирается во всех направлениях и оттого недвижима. Эта обитель блаженства украшена вечно сияющими бесчисленными огнями, намного превосходящими своим сиянием наше Солнце и по качеству, и по количеству».

Обнаружение небольшого годичного параллакса стало бы очень важным доказательством системы Коперника. К тому же это позволило бы измерить расстояния до звезд. Параллакс звезды равен углу, под которым радиус земной орбиты виден с расстояния до звезды. Он также равен половине полного изменения направления на звезду в течение года. Если параллактический угол равен 1 секунде дуги, то говорят, что звезда находится на расстоянии 1 парсек (par-sec). В названии этой единицы длины зашифровано ее определение (параллакс = 1 секунде; parallax = 1 arcsec). Один парсек (1 пк) равен 206 265 радиусам земной орбиты. На врезке 8.1 объясняется, как возникло это число. Полезно помнить, что 1 парсек равен 3,26 светового года. Один световой год — это расстояние, которое проходит луч света за год (9,46 x 1012 км).