Разведка далеких планет Сурдин Владимир
Молодой любитель астрономии А. Борисяк удостоился Высочайшего поощрения: Его Величество Государь Император Николай Александрович милостиво подарил Борисяку прекрасный телескоп работы Цейса».
К сказанному профессором Глазенапом следует добавить, что Новая Персея 1901 г. ( Per 1901, или GK Per) оказалась уникально интересным объектом. Во — первых, это была одна из ярчайших новых прошедшего столетия — в максимуме ее блеск достиг нулевой величины; лишь новая V 603 Aql 1918 блестела на величину ярче. Во — вторых, многие годы после вспышки Новой Персея астрономы наблюдали расширяющуюся вокруг нее газовую оболочку — остаток взрыва звезды. Наконец, это единственная новая, у которой многие десятилетия наблюдался эффект светового эха: вспышка звезды осветила окружающее ее межзвездное вещество, и эта освещенная область со скоростью света расширялась, подобно сброшенной оболочке. Так киевский гимназист Борисяк оказал услугу науке.
Рис. 2.1. Гимназист Андрей Борисяк, открывший Новую Персея 1901 г.
А вот вторая подобная история, случившаяся 29 августа 1975 г. в Крымской астрофизической обсерватории АН СССР и соседствующей с ней обсерватории МГУ Именно там в это время, вместе с десятками профессиональных астрономов, проводил свои наблюдения студент- дипломник МГУ Сергей Шугаров. Бывший со школьных лет фанатичным любителем астрономии, Сергей прекрасно знал звездное небо. Поэтому, направляясь к башне телескопа и окидывая по привычке взором небо, он сразу обнаружил «лишнюю» звезду в созвездии Лебедь и быстро оповестил об этом сотрудников двух обсерваторий. Незамедлительно на новый удивительный объект были нацелены все телескопы и была отправлена телеграмма (Интернета еще не было) в международный центр астрономических открытий (с ним мы еще познакомимся), который разослал сообщение во все обсерватории мира. В результате удалось подробно изучить одну из самых интересных новых в истории астрономии — Новую Лебедя 1975 г. (V 150 °Cyg), уникально быструю по скорости нарастания и спадания блеска: невооруженным глазом она была видна всего несколько ночей.
Рис. 2.2. Студент МГУ Сергей Шугаров, открывший Новую Лебедя 1975 г., на фоне башни 2,6–метрового рефлектора им. Г. А. Шайна Крымской астрофизической обсерватории.
Позже некоторые маститые астрономы Крыма вспоминали, что в тот вечер созвездие Лебедя им тоже показалось какимто необычным, но за суетой они не осознали истинной причины этого. В результате открытие досталось студенту. Правда, телескоп Цейсса ему за это не подарили, но весть об открытии сыграла немалую роль в его судьбе: несмотря на весьма умеренную успеваемость студента Шугарова по теоретическим предметам, ректор университета своим решением оставил «открывателя новых звезд» для работы в МГУ и не ошибся. Сегодня Сергей Юрьевич Шугаров — один из ведущих специалистов по изучению переменных звезд.
Итак, два юных любителя науки, гимназист и студент, не достигнув еще статуса ученого и не «просиживая штаны» над сложными проблемами, смогли сделать полноценные и важные для науки открытия. По-моему, это вдохновляет.
Небесные любители и профессионалы
А чем вообще отличаются астрономы — любители от профессионалов? Астрономия — древняя наука. Сознательными наблюдениями за небесными светилами люди стали заниматься очень давно параллельно своим основным занятиям — скотоводству, морской навигации, отправлению религиозных культов, преподаванию и т. п. Поэтому всех ранних исследователей неба формально можно отнести к любителям науки. В какойто мере и великие умы позднего Возрождения, такие как Коперник и Тихо Браге, также были любителями, хотя и высочайшей квалификации.
Более определенный смысл это понятие обрело с появлением в XVII в. государственных астрономических учреждений и работающих в них профессиональных астрономов. В ту эпоху рождалась современная наука с ее характерными чертами: государственным финансированием, подготовкой дипломированных специалистов, необходимостью получения практически значимых результатов. Пользу от астрономии в те годы видели в поддержке службы времени, геодезии, картографии, а позже — в службе Солнца и космической навигации. Специфика профессиональной науки — в ее методологии, предполагающей точное описание условий опытов и наблюдений, жесткое взаимное рецензирование работ и опору на публикации только в авторитетных научных журналах, не допускающих на свои страницы низкопробные результаты. Именно эти качества отделили профессиональную науку от любительской. Движущая сила и той и другой заключается в природной любознательности человека. Но профессионалы обязаны регулярно выдавать качественные результаты исследований, а любители могут работать на любом доступном для них уровне и лишь в том объеме, который доставляет им удовольствие.
Должен заметить, что ни в прошлом, ни в наши дни понятие «любительская астрономия» не было определено вполне четко. В самом общем смысле — это занятие астономическими исследованиями как хобби, в свободное от основной работы или учебы время. Но уровень этих занятий может быть разным: от простого любования ночным небом и созерцания легкодоступных объектов (Луна, Солнце, планеты) до систематического поиска комет и астероидов, изучения переменных звезд и солнечной активности, конструирования новых приборов и участия в работе профессиональных научных коллективов. Обычно тех, кто увлечен созерцанием неба и чтением научно — популярной литературы, называют любителями астрономии (по-английски их часто называют armchair astronomers, «астрономы в кресле»), а тех, кто в качестве хобби занимается систематическими исследованиями определенных небесных объектов, называют астрономами — любителями. Впрочем, автор знаменитого «Справочника любителя астрономии» Петр Григорьевич Куликовский говорил, что каждый профессиональный астроном любит свою науку, а значит, тоже является любителем астрономии. Взяв в руки эту книгу, вы, уважаемый читатель, уже стали любителем астрономии. А если наши путешествия к планетам всерьез увлекут вас, то сможете стать и астрономом — любителем.
О количестве людей, регулярно интересующихся астрономическими исследованиями, можно судить по тиражам соответствующих научно — популярных журналов и книг. Например, ежемесячный тираж ведущих мировых журналов для любителей астрономии — «Sky and Telescope» и «Astronomy» — сотни тысяч экземпляров. На французском, немецком и итальянском языках — еще около 100 тысяч. Очень популярна астрономия в Японии. Думаю, по всему миру преданных любителей астрономии никак не меньше полумиллиона. Отличная компания любознательных людей! Но активно работающих астрономов — любителей, конечно, меньше. Например, в Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд около 2000 членов (в основном это любители). В России и на Украине работают сотни астрономов — любителей.
Что любят любители?
Чем же занимаются «дворовые астрономы» (backyard astronomy — термин вполне официальный)? Традиционно они берутся за научные задачи, требующие не очень сложного оборудования, но внимания, аккуратности и хорошего знания звездного неба. Это поиск комет, изучение метеорных потоков, поиск метеоритов, наблюдение за серебристыми облаками, изучение переменных звезд, систематическая зарисовка поверхности планет, выявление изменений на поверхности Луны.
Чтобы стимулировать поиск уникальных объектов, таких как кометы, метеориты, вспышки новых и сверхновых звезд, существуют меры поощрения, особенно ценные для астрономов — любителей. Как мы уже знаем, новым кометам присваивают имена их первооткрывателей. Авторы открытия астероидов получают право предлагать для них имена. Опытных любителей астрономии в качестве поощрения некоторые обсерватории приглашают на курсы лекций, дают им возможность работать на крупных инструментах и пользоваться профессиональным оборудованием и базами данных (ведь еще далеко не все астрономические архивы оцифрованы и выложены в Интернет). А если обратиться к карте Луны, то и на ней можно найти немало имен выдающихся любителей астрономии.
В конце XX в. ситуация с любительской астрономией существенно изменилась. С одной стороны, на некоторых обсерваториях начали работать автоматические телескопы для поиска комет и астероидов, составившие серьезную конкуренцию любителям. С другой — появление персональных компьютеров, Интернета и недорогих электронных приемников света открыло перед любителями новые возможности. Например, любители получили возможность пользоваться профессиональными каталогами и базами данных крупнейших наземных и космических обсерваторий, вычислять эфемериды астрономических явлений именно для своего места наблюдения. Это, в частности, позволяет наблюдать покрытия звезд Луной и астероидами. Теперь астрономы — любители могут делать серьезные открытия, даже не имея телескопа: некоторые энтузиасты обнаружили уже по нескольку новых комет на фотографиях неба, полученных ими через Интернет с борта космической обсерватории SOHO.
Чтобы поддержать любительскую астрономию, меценаты учреждают специальные премии. Например, в 2002 г. Смитсоновская обсерватория (США) назвала имена астрономов — любителей, удостоенных премии Эдгара Уилсона за открытия комет с 10 июня 2001 г. по 10 июня 2002 г. По несколько тысяч долларов получили Вэнс Петрю из Канады (комета P/2001 Q2), Каору Икейя из Японии и Дацин Чжан из Китая (С/2002 С1), Дуглас Снайдер из США и Шигеки Мураками из Японии (С/2002 Е2), Сиого Уцуномия из Японии (С/2002 F1) и Уильям Квон Ю Ен из США (P/2002 BV). Последняя из этих комет была открыта с помощью ПЗС — камеры, а все прочие были обнаружены при визуальных наблюдениях в любительские телескопы. В том году были отмечены ловцы не только комет, но и астероидов. Пять астрономов — любителей из США, Австралии и Люксембурга получили Шумейкеровские гранты Планетного общества США, которые им предстоит потратить на поиски и изучение околоземных астероидов и комет. Размер грантов составляет от 900 до 10 000 долларов США. В 2009 г. количество таких премий и грантов увеличилось. Оно и понятно — Всемирный год астрономии!
Выдающиеся «дворовые астрономы»
Чтобы подогреть ваш энтузиазм, расскажу о некоторых выдающихся астрономах — любителях. В XVIIXVIII вв. немногочисленный штат государственных обсерваторий в основном был занят прикладными исследованиями — совершенствованием службы времени и методов определения географической долготы. Поэтому поиском комет и астероидов, изучением переменных звезд и явлений на поверхности Солнца, Луны и планет в основном занимались астрономы — любители. В XIX в. профессиональные астрономы стали уделять больше внимания звездноастрономическим и астрофизическим исследованиям, но и здесь весьма часто любители науки были в первых рядах.
На рубеже XVIII и XIX вв. работал величайший из астрономов — любителей — музыкант, дирижер и композитор Вильям Гершель; с ним мы уже встречались в главе 1. Открыв планету Уран, он неожиданно для се- б я из «дворового астронома» стал придворным астрономом. Его верной помощницей была сестра Каролина, а позже — и сын Джон. С точки зрения любительской астрономии главная заслуга В. Гершеля состоит все же не в открытии планеты (это дело случая) и не в составлении каталогов тысяч туманностей и звездных скоплений (кропотливая работа редко привлекает любителей), а в демонстрации возможности кустарного изготовления крупных зеркальных телескопов — рефлекторов. Именно это его занятие на несколько столетий вперед определило основное направление любительского телескопостроения. Работоспособность Вильяма Гершеля потрясает воображение: одних только телескопов он построил четыре сотни, причем среди них — крупнейший в мире, на десятилетия оставшийся непревзойденным.
Рис. 2.3. «Большой 20–футовый рефлектор» В. Гершеля диаметром 18 дюймов. Этот телескоп был самым рабочим из всех инструментов Гершеля.
Первым оптическим гигантом В. Гершеля стал «Большой 20–футовый рефлектор», законченный в 1783 г. Он имел главное вогнутое зеркало диаметром 18 дюймов (46 см) и трубу длиной 20 футов (6,1 м). Хотя телескоп сначала был задуман как ньютоновский рефлектор с небольшим плоским зеркалом, отражающим изображение к расположенному сбоку окуляру, Гершель не мог смириться с потерей света, происходящей при отражении. Он убрал плоское зеркало, закрепил окуляр на верхней кромке трубы, непосредственно в фокусе телескопа, и вел наблюдения с подвижной площадки, глядя через окуляр вниз, в направлении главного зеркала, расположенного у основания телескопа.
Вскоре Гершель взялся за постройку крупнейшего в мире рефлектора длиной 40 футов (12 м) с зеркалом диаметром 49,5 дюймов (126 см). Вместе с сыном Джоном и сестрой Каролиной он строил этот телескоп с 1785 по 1789 гг. В течение полувека, вплоть до 1845 г., «Великий 0–футовый» (Great FortyFoot) оставался крупнейшим в мире. Его труба была железной, а вогнутое металлическое зеркало было сделано из спекулума (лат. speculum зеркало) — сплава % меди и олова с добавлением мышьяка. В ту эпоху зеркала всех рефлекторов делали из этого весьма твердого сплава, который, однако, хорошо полируется и отражает свет. Первое зеркало весило полтонны, но оказалось недостаточно прочным. Второе зеркало сделали вдвое толще; его в основном и использовали для наблюдений. Однако зеркала быстро тускнели, а переполиро- вывать их было очень сложно. Телескоп оказался громоздким и неудобным в рате. Наблюдения с этим великаном прекратились в 1815 г., а в 1840 г. его разобрали, поскольку деревянная монтировка подгнила и гигант мог рухнуть. Но некоторые части телескопа сохранились; главное зеркало находится в Музее науки в Лондоне.
Рис. 2.4. «Великии 40–футовый» рефлектор В. Гершеля диаметром около 50 дюймов. Полстолетия он оставался крупнейшим в мире, но был неудобен в работе
Менее известен другой любитель астрономии — Уильям Парсонс (1800–1867), третий лорд Росс, продолживший усилия Гершеля по развитию технологии больших рефлекторов. Его крупнейший телескоп имел главное зеркало диаметром около 2 м и был установлен в семейном поместье в Ирландии. С помощью этого гиганта лорд Росс сумел разрешить на звезды многие туманности и скопления, а также открыл множество новых деталей в туманностях, в частности спиральную структуру некоторых из них, оказавшихся галактиками. Фактически Вильям Гершель и лорд Росс открыли эру галактической (то есть звездной) и внегалактической астрономии. Напомню: фотография в те годы еще не была изобретена, наблюдения в телескоп вели глазом, как и сегодня это делают все любители астрономии и многие астрономы — любители.
В XIX в. было налажено производство высококачественных линзовых телескопов — рефракторов. Это привлекло многих профессиональных и самодеятельных астрономов к наблюдению планет и поиску новых объектов Солнечной системы. Стало очень популярным составление карт лунной поверхности. Великолепных результатов в этом достигли банкир Вильгельм Бер (1797–1850) и астроном И. Мёд- лер (1794–1874), работавшие совме стно. Проделав микрометрические измерения сотен деталей в качества реперных точек и измерив длину тени более тысячи гор для определения их высот, они составили в 1837 г. изумительную карту Луны с подробным описанием рельефа.
Рис. 2.5. Гигантский телескоп лорда Росса. В 1845 г. ирландский астроном Уильям Парсонс, третий лорд Росс, спроектировал и построил в своем родовом поместье Бёр-Касл колоссальный 182–сантиметровый рефлектор с фокусным расстоянием 17 м. Телескоп получил прозвище «Левиафан».
Рис. 2.6. Телескоп лорда Росса, современное фото.
Немецкий фармацевт Генрих Швабе (1789–1875) с 1826 г. регулярно наблюдал поверхность Солнца и в 1843 г. открыл 11–летнюю периодичность количества солнечных пятен. Пожалуй, открытие Гершелем планеты Уран и обнаружение Швабе цикла солнечной активности — это самые известные открытия, сделанные астрономами — любителями. Кроме этого, Швабе первым детально исследовал Большое Красное пятно на Юпитере (1831 г.). За вклад в науку его наградили Золотой медалью английского Королевского астрономического общества и в 1868 г. избрали в члены Королевского общества — весьма редкая привилегия для любителя науки.
Высочайший уровень любительской астрономии XIX в. продемонстрировал Уильям Хёггинс (1824–1910), который в собственной обсерватории развил методы астрономической фотографии и спектроскопии; фактически он стал первым английским астрофизиком. В то время это было возможно, поскольку научные приборы изготавливались кустарно.
Американский врач, профессор естествознания Генри Дрэпер (1837–1882) построил частную обсерваторию с 71–сантиметровым рефлектором, зеркало для которого он шлифовал сам. На фотопластинках с мокрыми коллоидными эмульсиями Дрэпер одним из первых получил высококачественные фотографии Луны, Солнца и солнечного спектра (для этой цели он разработал точный механизм часового ведения телескопа). Он первым в 1872 г. получил спектр звезды — Веги. С 1879 г. он работал с сухими фотоэмульсиями и получил спектры ярких звезд, планет, комет и туманностей. После ранней смерти исследователя его вдова Анна Палмер-Дрэпер учредила денежный фонд, позволивший астрономам Гарвардской обсерватории создать фундаментальный каталог спектров звезд — знаменитый Дрэперовский каталог — и разработать Гарвардскую спектральную классификацию звезд, ставшую основой астрофизики.
В XX в. возможности астрономов — любителей уже не могли конкурировать с оборудованием профессиональных обсерваторий, поэтому любители сосредоточились на поисковых работах, в основном связанных с кометами. Уникальный для XX в. пример авангардной роли любительской астрономии дает работа американского радиоинженера Грота Ребера (1911–2002), который в конце 1930–х гг. единственный во всем мире проводил радиоастрономические исследования, своими силами и на собственные средства создав весьма совершенный радиотелескоп. В середине XX в., в связи с развитием космонавтики, радиоастрономия совершила колоссальный рывок, и ее уровень стал недоступен для любителей. Однако к концу XX в. любительская радиоастрономия возродилась на основе новых технологий; возникло даже Общество радиоастрономов — любителей. Примите это к сведению, любители радиотехники!
В области оптического поиска и исследования новых объектов (комет, переменных звезд и т. п.) астрономы — любители до сих пор успешно дополняют профессионалов, используя свои главные преимущества — широкоугольные оптические приборы (бинокуляры, кометоискатели), прекрасное знание звездного неба и невероятное упорство в проведении наблюдений. Такие известные «ловцы комет», как Икейя, Бредфилд, Олкок, проводят визуальные наблюдения практически каждую ночь в течение нескольких десятилетий.
Англичанин Джордж Олкок (1912–2000), отслужив в армии и всю жизнь проработав школьным учителем младших классов, с юношеских лет проводил астрономические и метеорологические наблюдения, открыв за это время визуально, при помощи бинокуляра, 5 комет и 6 вспышек новых звезд. За научные заслуги он стал членом Королевского астрономического и Королевсколго географического обществ, был удостоен множества наград, в том числе медалей Тихоокеанского астрономического общества и Американской ассоциации наблюдателей переменных звезд; его имя присвоено малой планете. Как показал опыт Гершеля и Олкока, облачное небо Англии — вовсе не преграда для упорных наблюдателей (хотя проблемы им оно, безусловно, создает).
Используя простейшее оборудование, любители порой добиваются выдающихся результатов. Так, австралиец Пол Камильери с помощью обыкновенного фотоаппарата (фокусное расстояние объектива 135 мм, чувствительность пленки 400 ед.) только в одном 1991 г. открыл четыре вспышки новых звезд. Такая производительность в те годы сделала бы честь профессиональной обсерватории.
Небесные единомышленники
Если у вас, уважаемый читатель, уже созрело желание самостоятельно изучать Вселенную, то очень советую вам познакомиться с такими же увлеченными людьми и заняться наблюдениями неба совместно. В мире существует огромное количество кружков, клубов, обществ и союзов астрономов — любителей. Они объединяют энтузиастов либо по территориальному признаку, либо по тематике исследований. Некоторые клубы имеют собственные довольно мощные обсерватории. По сравнению с индивидуальными любителями члены астрономических объединений получают значительно большие возможности при строителстве или покупке крупного телескопа и аппаратуры к нему, включая современные ПЗС — камеры. С опытом такой работы знакомит, например, Центр любительской астрофизики (Center for Backyard Astrophysics: http://cbastro.org). Наиболее известные среди любительских организаций:
Астрономическая лига — Astronomical League, объединяет более 240 любительских астрономических обществ и клубов США (www.astroleague.org);
Американская ассоциация любителей астрономии — The American Association of Amateur Astronomers (www.corvus.com);
Международная организация любительских наблюдений Солнца (www.intersol.org);
Общество радиоастрономов — любителей — The Society of Amateur Radio Astronomers (www.bambi.net/sara.html);
Московский астрономический клуб (astroclub.ru).
Наиболее плодотворными и авторитетными являются смешанные организации, объединяющие как любителей, так и профессионалов. К их числу относятся:
Тихоокеанское астрономическое общество (Astronomical Society of the Pacific) — объединение любителей и профессиональных астрономов, базирующееся на Западе США (www.aspsky.org);
Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд — The American Association of Variable Star Observers (www.aavso.org);
Американское метеорное общество — American Meteor Society (www.amsmeteors.org);
Ассоциация наблюдателей Луны и планет — The Association of Lunar and Planetary Observers (www.lpl.arizona.edu/alpo);
Международный центр наблюдений покрытий Луной — International Lunar Occultation Centre (lunaroccultations.com).
Некоторые читатели, вероятно, помнят, что в СССР существовало Всесоюзное астрономо-геодезическое общество (ВАГО). Оно активно работало с 1932 по 1994 гг. в тесном контакте с Академией наук СССР, объединяя 8000 действительных членов, около 2000 членов юношеских секций и 225 членов — коллективов. Разумеется, не все любители астрономии были членами ВАГО. Довольно точное представление об их количестве дают тиражи книг тех лет: научно — популярные книги по астрономии обычно выходили тиражом от 30 до 100 тыс. экземпляров (но бывало, и 200 тысяч!). Учебники астрономии имели тираж от 3 до 10 тыс., а узкоспециальные монографии — от 1 до 3 тыс. После распада СССР структура ВАГО также распалось на ряд местных организаций и клубов; сейчас в России их несколько десятков.
В мире существуют центры накопления данных о наблюдении переменных звезд; этими полезными данными может воспользоваться любой желающий, и каждый астроном, профессионал и любитель, может отправить туда результаты своих наблюдений. Самый мощный Центр — Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд (AAVS0) со штаб — квартирой в Кембридже, штат Массачусетс. Сайт (очень полезный!): www.aavso.org. Отправлять наблюдения по адресу [email protected]. Чрезвычайно полезные каталоги и базьК. цанных для наблюдений можно найти на сайтах Центра астрономических данных в Страсбуре (cdsweb.ustrasbg.fr/Cats.html) и Центра астрономических данных NASA (adc.gsfc.nasa.gov/adc/adc_amateurs.html).
Замечательные новые возможности уже дает и значительно умножит в ближайшее время идея «виртуального телескопа». Сейчас так называют базу данных Европейской южной обсерватории (проект Astrovirtel), в которой собираются снимки, полученные на нескольких крупных телескопах при наблюдениях самых разных объектов. Важно, что Astrovirtel доступен не только профессионалам, но и всем желающим, хотя для работы с ним требуется квалификация. И это лишь первый шаг к более грандиозному проекту Астрономической виртуальной обсерватории, которая объединит в цифровом виде все изображения неба, полученные за всю историю науки астрономами всех стран.
Что нужно любителю астрономии?
Сколь бы интересным ни было чтение книг, сделать научное открытие, разглядывая иллюстрации на их страницах, еще никому не удавалось. С помощью компьютера в Интернете можно найти неизученные изображения неба и самостоятельно обнаружить на них новые явления. Но все же самое захватывающее в астрономии — это самостоятельное наблюдение реального неба. Начав знакомиться с рисунком созвездий по звездной карте, вы быстро почувствуете потребность в оптическом инструменте. Для первого «углубления в звездное небо» самым подходящим оптическим инструментом является бинокль. Если у вас еще нет бинокля, то надо отложить книгу и подумать, как им обзавестись. Выбор биноклей очень велик, поэтому позволю себе дать несколько советов.
Не стремитесь сразу найти идеальный, фирменный инструмент «с наворотами» (асферические линзы, компенсатор дрожания, встроенный компас, дальномер и пр.). Лучше купить недорогой инструмент, но внимательно отнестись к его выбору. Основные технические параметры бинокля — угловое увеличение (кратность) и диаметр объективов — указаны на его корпусе со стороны окуляров. Например, надпись «8x40» означает, что бинокль 8–кратный с объективами диаметром 40 мм. Для начала я советую завести 7–8–кратный бинокль с объективами 40 или 50 мм. Важно, чтобы левое и правое изображения были четкими и точно сведенными вместе (не двоились), чтобы фокусировка была мягкой и не было люфтов. Проверьте, легко ли бинокль сгибается для подбора межглазного расстояния. Нелишними будут крышки на объективы и окуляры, а также обрезиненный корпус бинокля, поскольку на железном корпусе поднятые к лицу руки ночью быстро замерзают. Главное — выбирайте бинокль из нескольких экземпляров, внимательно разглядывая далекие предметы, сравнивая качество изображений и легкость вращения фокусировочных винтов.
Рис. 2.9. Призменный бинокль — подходящий инструмент для начала любительских наблюдений звездного неба.
Разумеется, существуют бинокли с большим увеличением — в 10, 20, 50, 120 крат — и с большим диаметром объективов — до 200 мм. Такие «монстры» у нас принято называть бинокулярами; они очень тяжелые, поэтому долго держать их в поднятых руках практически невозможно. Для наблюдения с ними требуются специальные штативы. Правда, и удовольствие от прогулок по небу с такими инструментами вы получите незабываемое. Впрочем, и небольшой бинокль при правильном обращении с ним будет очень полезен. Поисковые системы Интернета на запрос «астрономический бинокль» дадут вам много полезных советов. Познакомьтесь с ними обязательно: любители астрономии — дружная и бескорыстная семья, всегда готовая поделиться опытом. Вот два простейших, но важных совета.
Не приступайте к наблюдениям сразу после яркого света: дайте глазам хотя бы 5 минут адаптироваться к темноте. Их чувствительность станет выше, и вы увидите тусклые звезды и туманности. Если на небе Луна, то отложите ее наблюдение до конца сеанса: яркий лунный свет «испортит» вам ночное зрение.
Наблюдение в бинокль или подзорную трубу даже с небольшим увеличением требует твердой опоры для рук или инструмента. Уприте локти в подоконник, прижмите кисть руки к дереву или столбу — и вы сразу почувствуете, насколько комфортнее станет наблюдать: изображение «успокоится», и можно будет рассмотреть мелкие детали.
Чем больше увеличение инструмента, темболее мелкие детали объекта можно увидеть (до определенного предела, пока четкость картины не ограничена атмосферным искажением). Чем больше диаметр инструмента, тем больше света он собирает и тем более тусклые объекты демонстрирует. Поэтому для опытных астрономов — любителей главным инструментом служит телескоп. Оптические фирмы предлагают широкий выбор любительских телескопов и принадлежностей к ним: от простейших, доступных любому школьнику, до вполне профессиональных, но очень дорогих и доступных лишь крупным коллективам любителей. Возможности телескопа возрастают вместе с диаметром его объектива, но вместе с ним растет и цена. Поэтому многие любители предпочитают строить телескопы самостоятельно, изготавливая все части своими руками или заказывая наиболее важные из них (объектив, окуляры) у оптических фирм. Телескопы астрономов — любителей часто имеют весьма оригинальную конструкцию и побуждают профессионалов к разработке аналогичных инструментов.
Важным дополнением к телескопу служит камера — фотографическая или электронная. В последние годы разработаны высокочувстви тельные фотопленки и недорогие ПЗС — камеры, позволяющие любителям получать превосходные изображения небесных объектов. Для этого годятся и сравнительно недорогие полупрофессиональные электронные зеркальные фотокамеры, способные сохранять файлы изображений в несжатом формате. Электронные фотометры позволяют любителям исследовать переменные звезды на профессиональном уровне.
Рис. 2.10. Недорогой фабричный рефрактор на простой треноге, снабженный маленьким телескопом — искателем и окулярной призмой, — подходящий инструмент для визуальных наблюдений. Его плавное вращение вокруг вертикальной и горизонтальной осей осуществляется с помощью двух гибких рукояток. Но фотографировать небесные объекты с таким телескопом практически невозможно.
Оптическая часть телескопа — это только половина его конструкции. Вторая, не менее важная половина — это механика: штатив и часовой механизм. От них в значительной степени зависит удобство работы и качество изображения. Это особенно важно, если вы занимаетесь астрофотографией, делая снимки с длительными экспозициями. Даже для маленьких телескопов обычные фотоштативы не годятся. Нужна специальная прочная тренога, наподобие тех, которыми пользуются кинооператоры с тяжелыми камерами. Старайтесь не поднимать телескоп слишком высоко во избежание вибраций штатива: чем ближе инструмент к земле, тем прочнее он стоит и меньше трясется от ветра. Кстати, о ветре. Вы тоже будете от него трястись, если не оденетесь тепло. Даже летние ночи у нас холодны. Проведя несколько часов неподвижно у окуляра, вы поймете, что такое космический холод.
Для планирования наблюдений и обработки полученных изображений любители астрономии создали множество полезных компьютерных программ, которыми они обмениваются, обычно безвозмездно. Некоторые фирмы специально для любителей астрономии выпускают коммерческие программы: виртуальные планетарии, анимированные лекции, галереи изображений и каталоги небесных объектов. Наиболее мощные программы, такие как RedShift и Starry Night, обладают колоссальными возможностями для демонстрации звездного неба, туманностей и галактик, астероидов и комет, планет и их спутников (включая детали их поверхности), солнечных и лунных затмений, сумеречных явлений и т. д. При этом наблюдатель может «располагаться» в произвольной точке Земли или космического пространства и выбирать практически произвольный момент времени наблюдения — на тысячелетия в прошлое и будущее! Эти программы широко используются и профессиональными астрономами.
В большинстве развитых стран издаются научно — популярные журналы и серии книг специально для любителей астрономии. Всемирно известны журналы «Sky & Telescope» (www.skyandtelescope.com), «Astronomy» (www.astronomy.com), «Astronomy Now» (www.astronomynow. com), «The Astronomer» (http://theastronomer.org), а также «Mercury», «Sky News», «Star Observer», «rAstronomie», «PAstronomia», «Sterne und Weltraum», «Meteor» и др. С 1965 г. Академия наук СССР/России издает журнал «Земля и Вселенная»; с 1995 по 2004 гг. выходил журнал для любителей астрономии «Звездочет», а затем ему на смену родился журнал «Вселенная, пространство, время». В последнее время все больше журнальных функций переходит к специализированным сайтам, среди которых в русскоязычной зоне нужно отметить «Астронет» (www. astronet.ru).
Необходимой принадлежностью любого наблюдателя неба — профессионала и любителя — служат звездные карты и атласы, астрономические ежегодники и справочники. Специально для любителей астрономии в России с 1895 г. издается весьма подробный «Астрономический календарь», а для начинающих любителей — более простой «Школьный астрономический календарь». Конечно, при помощи легкодоступных программ вы сами можете составить персональный астрономический календарь именно для того географического пункта, где проводите наблюдения. Тем не менее советую приобрести профессионально подготовленный бумажный календарь: он будет вам чрезвычайно полезен даже при наличии у вас самых совершенных компьютерных программ.
Я сделал открытие!
Кажется, мы ничего не забыли — карты, справочники, бинокли, телескопы… Пора делать открытия! Шутки шутками, но это вполне возможно. Ведь каждое открытие начинается именно так: человек вовсе не думает о славе, а просто покупает хороший бинокуляр или сам изготавливает зеркальный телескоп и, проведя у него несколько тысяч часов, обнаруживает на небе неизвестную комету (или вспышку новой звезды, или чтонибудь еще). Как он может сообщить человечеству о своем замечательном открытии?
Не улыбайтесь, в этом нет жажды славы. Сообщения любителей астрономии о вспышках новых и сверхновых звезд, о появлении комет, о наблюдении редких астрономических явлений очень ценны: ведь мы уже знаем, что в истории астрономии было немало случаев, когда интересные явления первыми замечали любители, а не профессионалы. Быстрое и правильное сообщение о таком открытии помогает более полно исследовать явление с помощью профессиональных средств одновременно на многих обсерваториях мира. У астрономов есть свои службы экстренного оповещения об открытиях. Раньше их основой служил телеграф, теперь — Интернет.
Чтобы сообщить об открытии, нужно связаться с Центральным бюро астрономических телеграмм Международного астрономического союза (MAC). Наилучший способ связи — электронное письмо, которое следует послать по адресу: [email protected]. Эти письма постоянно просматриваются сотрудниками Бюро. Используя возможности Интернета, можно сделать сообщение, просто заполнив форму по адресу: http://cfawww.harvard.edu/iau/cbat.html. На этом же сайте можно найти информацию о последних открытиях, опубликованную в циркулярах MAC (т. е. уже проверенную профессионалами). При желании сделать сообщение на русском языке его следует отправить в Российское бюро астрономических сообщений по адресу: [email protected]. Его проверят и отправят в Центральное бюро, но это потребует времени.
Если электронная почта недоступна, то можно позвонить по телефонам (001–617) — 495-7244, или -7440, или -7444, но по этим номерам нет круглосуточного дежурства, они могут и не ответить. При желании сделать сообщение по — русски следует звонить в рабочее время в Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга (ГАИШ) в Москве (495) 939-3318. Чтобы сообщние было надежно получено, желательно продублировать его письмом в Центральное бюро по адресу: 60 Garden St., Cambridge, МА 02138, USA, или в ГАИШ по адресу: Астрономический институт, комната 58, Университетский проспект, д. 13, Москва, 119991, Россия.
При сообщении о любом новом объекте — комете, вспышке новой звезды и т. п., — следует указать дату и время наблюдения, место наблюдения, прямое восхождение и склонение объекта (с указанием эпохи), его звездную величину, а также дать краткое словесное описание явления. Дату и время желательно указать по Гринвичу, но можно и по местному времени крупных городов (например, по московскому времени). При невозможности точно определить небесные координаты объекта (для этого требуется хорошая звездная карта), следует указать положение относительно ярких звезд известных созвездий. Наблюдатели с недостаточным опытом визуальных наблюдений должны еще раз проверить свои наблюдения перед тем, как связаться с Центральным бюро или ГАИШ.
Опытным наблюдателям желательно сфотографировать новый объект. При фотографическом открытии очень желательно подтверждение вторым изображением (чтобы не принять за новый объект изображение случайного блика, брак фотоэмульсии или шум ПЗС- матрицы). В случае новой кометы должна быть указана скорость движения как по прямому восхождению, так и по склонению. Чтобы освоить методы изучения неба и всегда иметь под рукой необходимую информацию, советую воспользоваться «Справочником любителя астрономии» П. Г. Куликовского, 6–е издание которого вышло в 2009 г.
Чистого вам неба! Ждем сообщений об открытиях!
3. Небо и телескоп
Обычный человек за всю жизнь своими глазами видит и узнает лишь три объекта Солнечной системы — Солнце, Луну и Землю. Любитель астрономии, пользуясь указаниями астрономического календаря или собственным опытом, узнает на ночном небе еще и Венеру, Марс, Юпитер и Сатурн. А если у любителя есть хороший бинокль или небольшой телескоп, то становятся доступными галилеевы спутники Юпитера (Ио, Европа, Ганимед и Каллисто), крупнейший спутник Сатурна (Титан), а также самые далекие планеты — Уран и Нептун. В сумме — 14 тел. А в Солнечной системе, если верить астрономическим справочникам, обнаружено уже более 500 тысяч объектов! Где же они? Как их открыли? Можно ли их увидеть с Земли или нужно лететь к ним на ракете? Как астрономы собираются их изучать?
Небо дневное и ночное
Жителям Земли выпала редкая удача, на которую мы почти не обращаем внимания: над нами простирается бездонное небо. Тонкая воздушная оболочка, отделяющая живой мир Земли от безбрежного и опасного космоса, обладает удивительными, почти несовместимыми качествами: она оберегает нас от губительных космических излучений, и в то же время она настолько прозрачна, что позволяет видеть и изучать самые далекие планеты и звезды. Первое из этих качеств вполне закономерно, зато второе — воистину удивительно. Не будь атмосфера Земли способной создавать условия для жизни, не было бы самой жизни и этих строк в книге. Но почему атмосфера позволяет нам видеть Вселенную? Это уже не закономерность, а игра случая. Наша атмосфера вполне могла бы быть заполнена рассеивающим свет туманом, который практически не влияет на фотосинтез, но губит изображения. Поэтому астрономы считают своим профессиональным счастьем прозрачность воздушного слоя, эквивалентного по массе 10 метрам воды! С такой глубины морские животные не видят звезд, а мы их видим со дна воздушного океана.
Говорят, человек стал человеком, когда разогнул спину и поднял взгляд вверх. Действительно, это легкое движение меняет масштаб мироздания. Глядя вниз, мы видим лишь поверхность Земли на расстоянии 1–2 метров от наших глаз, не ближе и не дальше. Зато, посмотрев вверх, мы каждый раз видим новую даль: вот кучевое облако — до него метров 500, а рядом с ним видны перистые облака — до них километров 10, а вот между облаками проглянуло Солнце — до него аж 150 миллионов километров. Значит, днем наш взгляд углубляется в космос на сотни миллионов километров. Впрочем, лучу света на такое путешествие требуется менее 10 минут. Но вот наступает ночь. Если это конец июня в средних широтах, то вполне возможно, что на севере невысоко над горизонтом блестят серебристые облака — до них 100 км. А вот озарили небо сполохи полярного сияния — до них 1000 км; взошла Луна — до нее почти 400 тыс. км, но луч света пролетает это расстояние за секунду. Рядом с Луной блестят звезды — их свет идет к нам сотни лет. А если присмотреться внимательнее, то увидишь бледное пятнышко в созвездии Андромеда — это далекая галактика, Туманность Андромеды, свет от которой добирался до нас 2 млн лет! Такова глубина ночного неба для наблюдателя, не вооруженного никакими техническими средствами.
Впрочем, наш глаз сам по себе — замечательный оптический прибор. Он совершенствовался миллионы лет и стал очень чувствительным и зорким. Восприимчивость глаза к слабому свету выше, чем у самой хорошей фотопленки, и практически не уступает чувствительности ПЗС — матрицы электронного фотоаппарата. Ночью глаз видит тусклые звезды, а днем спокойно переносит яркий солнечный свет, от которого вмиг чернеет любая фотопленка.
По четкости изображения с нашим глазом могут соперничать только лучшие фотоаппараты с дорогими объективами. Здоровый глаз различает по отдельности вот эти две точки (:) с расстояния в 3–5 м. Можете проверить! При этом угол между прямыми, проведенными от зрачка к этим точкам, составляет всего 1–2'. Правда, такой четкостью изображения глаз обладает только в центре поля зрения: если мы смотрим на предмет в упор, то видим мельчайшие детали, но стоит немного отвести взгляд в сторону, как изображение расплывается, мелкие детали становятся неразличимыми. Зато недостаток четкости «бокового зрения» компенсируется его повышенной чувствительностью к свету. Если хотите увидеть тусклую звезду, то не смотрите на нее в упор, а немного отведите взгляд в сторону — почти наверняка вы заметите звезду боковым зрением.
Для наблюдения ночного неба глаза нужно готовить. Выйдя из ярко освещенной комнаты на темную улицу, мы вначале не замечаем звезды. Но если отойти от фонарей и подождать 5–7 минут, то наше зрение адаптируется к темноте, и на небе «появляются» сначала яркие, а затем все более слабые звезды. По остроте и чувствительности зрения в природе у человека почти нет соперников. Даже странно, что в ходе эволюции у человека выработалось настолько острое зрение. Зачем оно ему? Ведь не для того, чтобы заглядывать в глубины Вселенной на миллионы световых лет? Но, так или иначе, мы, к счастью, обладаем такой способностью, и атмосфера Земли позволяет нам видеть космос.
А почему ночью видно дальше, чем днем? Ответ прост: потому что ночью небо темное. Отсутствие солнечного света, рассеянного в воздухе, позволяет ночью заметить слабый свет далеких звезд и планет. Если по какойто причине рассеянный свет Солнца ослабнет, например произойдет полное солнечное затмение, то яркие звезды и планеты станут видны и днем. Так же хорошо они видны в открытом космическом пространстве и с поверхности Луны. Почему же рассеянный в атмосфере солнечный свет скрывает их от нас? Ведь свет самих звезд при этом не ослабевает.
Чтобы понять это, нужно вспомнить механизм нашего зрения. Свет попадает в глаз через зрачок. Глазные линзы — роговица и хрусталик — фокусируют свет и создают изображение на задней поверхности глаза, покрытой светочувствительным слоем — сетчаткой. Она состоит из множества простейших приемников света — колбочек и палочек, каждая из которых передает в мозг информацию о потоке падающего на нее света, а мозг синтезирует из этих отдельных сигналов цельную картину увиденного. Глаз — сложный приемник информации; в некотором роде он подобен «умному» электронному устройству, например радиоприемику. У глаза тоже есть система автоматической регулировки усиления, которая снижает его чувствительность при ярком свете и повышает ее в темноте. Есть у нашего зрения и система шумоподавления, которая сглаживает случайные флуктуации светового потока, как по времени, так и по поверхности изображения. Эта система имеет определенные пороговые характеристики. Поэтому, например, мы не замечаем быстрой смены изображений (принцип кино); не замечает наш глаз и малых флуктуаций яркости.
Когда мы наблюдаем звезду ночью, поток света от нее на один элемент сетчатки (ночью работают в основном палочки) хотя и мал, но существенно превосходит поток от темного неба, падающий на соседние элементы. Поэтому мозг фиксирует это как значимый сигнал. Но днем на все светочувствительные клетки сетчатки попадает так много света от неба, что небольшая добавка в виде света звезды, приходящая на одну из них, не ощущается мозгом как реальное различие потоков света, а «списывается на флуктуации». Звезда может стать видимой на фоне дневного неба только в том случае, если поток света от нее сравним с потоком от площадки голубого неба, которую зрачок проецирует на одну колбочку или палочку. Угловой размер такой площадки называется разрешающей способностью человеческого глаза и составляет 1–2'.
Рио 3.1. Опыт Перельмана.
Много это или мало? Рублевая монета (диаметр около 21 мм) видна под углом в 1 с расстояния 72 м. С меньшего расстояния мы различаем ее диск, с большего — видим как точку. По остроте зрения среди животных мало кто может сравниться с человеком. Пожалуй, в этом отношении нам не уступают лишь обезьяны, крысы и хищные птицы. А вот кошка, курица или лошадь видят во много раз менее четко. Что уж говорить о хомячке или пчеле, которые не могут различить даже диски Луны и Солнца: эти светила кажутся им такими же «точками», как нам звезды и планеты (которых хомячки вообще не замечают). Кстати, обычный человек не отличит звезду от планеты: они нам кажутся точками одинакового размера. Но встречаются счастливцы с особенно острым зрением, которые различают спутники Юпитера и даже видят Венеру в форме серпа (ведь у нее те же фазы, что и у Луны). Эти «остроглазые» и тусклых звезд видят больше, чем прочие люди.
Простой опыт, описанный Яковом Перельманом в его «Занимательной астрономии», показывает, почему исчезают звезды при дневном свете: «В боковой стенке картонного ящика пробивают несколько дырочек, расположенных наподобие какогонибудь созвездия, а снаружи наклеивают лист белой бумаги. Ящик помещают в темную комнату и освещают изнутри: на пробитой стенке явственно выступают тогда освещенные изнутри дырочки — это звезды на ночном небе. Но стоит только, не прекращая освещения изнутри, зажечь в комнате Достаточно яркую лампу — и искусственные звезды на листе бумаги бесследно исчезают: это «дневной свет» гасит звезды».
Из всех звездообразных объектов лишь очень яркая Венера иногда видна на дневном голубом небе. Но и ее увидеть очень непросто: небо должно быть идеально чистым, и нужно хотя бы приблизительно знать, в каком месте на небе в данный момент она находится. Все остальные планеты и звезды имеют блеск значительно слабее, чем у Венеры, поэтому увидеть их без телескопа днем совершенно невозможно. Впрочем, некоторые астрономы утверждают, что им удавалось днем наблюдать Юпитер, который раз в 7–8 бледнее Венеры. Но это возможно лишь при идеальных условиях: ранним утром, пока Солнце еще поднялось невысоко и атмосфера чистая; Юпитер должен быть в максимуме блеска, проецироваться на самую темную область голубого неба и располагаться рядом с заметным объектом — Луной. Только при таком сочетании условий и известной настойчивости некоторым наблюдателям (не всем!) удавалось заметить Юпитер днем. А вот ярчайшую звезду нашего небосвода — Сириус, поток света от которого почти в 15 раз слабее, чем от Венеры, и вдвое слабее, чем от Юпитера, пока еще никому не удалось увидеть днем на уровне моря. Говорят, что Сириус видели днем высоко в горах, на фоне темно — голубого неба. Это не удивительно: яркость неба высоко в горах значительно меньше, чем на уровне моря.
Небо разных эпох и разных планет
Мы так привыкли к виду земного неба, что обычно не задумываемся, почему оно такое, всегда ли оно было и останется таким, как выглядит небо иных планет? А некоторые любознательные люди с давних пор задавались этими вопросами. Например, почему небо голубое? Пытаясь объяснить этот общеизвестный факт, различные гипотезы предлагали Леонардо да Винчи (1452–1519), Исаак Ньютон (1643–1727), Иоганн Гёте (1749–1842) и Леонард Эйлер (1707–1783). Каждый из них считал, что сам воздух бесцветен, а голубую окраску ему придают какието примеси. Глядя, как из камина поднимается голубоватый дым, Леонардо да Винчи думал, что цвет неба тоже создается рассеянными в воздухе похожими на дым мелкими частицами. Ньютон полагал, что дневное небо окрашивают мельчайшие капельки воды, но и он заблуждался. Оказалось, что даже самый чистый горный воздух все равно окрашен в голубой цвет, а все изза молекул самого воздуха.
Это открытие было сделано всего лишь 110 лет назад. Английский физик лорд Рэлей опубликовал в 1899 г. работу «О свете от неба, его поляризации и цвете», в которой доказал, что голубые лучи солнечного света рассеиваются в атмосфере не какимито примесями, а самими молекулами воздуха. Еще раньше, в 1871 г., Рэлей вывел закон отклонения лучей света мелкими частицами вещества. Закон рэлеевского рассеяния гласит: чем голубее свет, тем сильнее его рассеивают очень мелкие частицы. Основываясь на нем, Рэлей объяснил голубой цвет неба. В XX в. физики Мариан Смолуховский (1872–1917) и Альберт Эйнштейн (1879–1955) уточнили теорию Рэлея. Они обнаружили, что солнечный свет рассеивают не столько сами молекулы, сколько их небольшие группы, постоянно возникающие и распадающиеся изза случайных флуктуаций плотности. Но все же главная идея этого открытия принадлежит Рэлею. Кстати, полное имя ученого, открывшего тайну голубого неба, — Джон Уильям Стретт (1842–1919), а титул лорда Рэлея III он унаследовал в 1873 г. от своего отца. Его сын, Роберт Джон Стретт (1875–1947), ставший лордом Рэлеем IV, тоже был известным физиком, он изучал атмосферу. Чтобы не путать двух ученых, отца обычно называют Рэлеем Рассеивающим, а сына — Рэлеем Атмосферным.
На фоне голубого неба особенного красивы белые облака. Кстати, почему они белые? Оказывается, их цвет объясняется свойствами мелких частиц, летающих в воздухе; их называют аэрозолями. К ним относятся и частицы облаков — мельчайшие капельки воды величиной в сотые доли миллиметра. Но все же эти капельки гораздо крупнее молекул воздуха, поэтому солнечные лучи они рассеивают иначе: одинаково, независимо от их цвета. Поэтому облака того же цвета, что и Солнце: днем белые, а на закате оранжевые.
Тут самое время спросить: «А почему на закате и на восходе солнечный диск красновато — оранжевый?» Впрочем, у горизонта краснеет не только Солнце, но также и Луна, и любое другое небесное светило. Зная о рэлеевском рассеянии, мы легко объясним и это явление. Синим лучам сложнее всего пройти через атмосферу — их рассеивает даже чистый воздух. А толстый слой воздуха рассеивает также зеленые и даже желтые лучи. Когда Солнце высоко над горизонтом, до нас доходит весь его свет, кроме некоторой части голубого, когда же оно приближается к горизонту, нас достигает все меньше его голубых, зеленых и желтых лучей. У самого горизонта слой воздуха вдоль луча зрения особенно толстый, поэтому из всех цветов заходящего и восходящего Солнца сквозь воздух пробивается лишь красный, да и то сильно ослабленный.
Днем больно смотреть на Солнце — оно очень яркое. Зато вечером его диск светится мягко и не режет глаза. Как вы думаете, во сколько раз чистая безоблачная атмосфера ослабляет блеск светила? Когда оно опускается до высоты 15° над горизонтом, его яркость ослаблена атмосферой лишь вдвое по сравнению той, какая была бы в зените. Когда высота составляет 5° (для Луны и Солнца это 10 их видимых диаметров), яркость становится меньше примерно в 10 раз. А у самого горизонта блеск светила ослаблен в несколько тысяч раз!
Почему же у горизонта столь велико поглощение света? Когда мы видим светило у горизонта, его луч проходит длинный путь вдоль поверхности Земли, преодолевая слой атмосферы почти в 40 раз более толстый, чем когда светило наблюдается в зените. Чтобы ощутить, насколько трудно лучам света пробиться сквозь атмосферу на закате, проделайте простой опыт: направьте настольную лампу себе в лицо и поместите перед глазами чистый лист белой бумаги. Яркость света весьма высока. Теперь добавьте второй лист… третий… Вам не понадобится и десяти листов, чтобы полностью преградить путь свету.
Необходимость учитывать рассеяние света в атмосфере Земли создает астрономам множество хлопот. И все же это большая удача, что воздушная оболочка нашей планеты, сохраняя на ней жизнь, позволяет видеть космос. Но всегда ли атмосфера Земли благоприятствовала наблюдениям Вселенной? Никто не знает точно, каким было небо Земли в древности; об этом можно лишь догадываться. Вид неба зависит от свойств атмосферы, которые меняются со временем. Ученым уже коечто известно об эволюции земной атмосферы в прошлом. К тому же ее можно сравнивать с атмосферами других планет, которые отстали от Земли в своей эволюции или обогнали ее.
Сейчас в атмосфере Земли содержится по объему 78 % азота, 21 % кислорода, 0,93 % аргона, 0,03 % углекислого газа и немного водяного пара. Но атмосфера не всегда являлась такой: в прошлом она была плотнее и состояла из других газов. Около 3,8 млрд лет назад, когда у Земли образовалась твердая гранитная кора, она была усеяна многочисленными вулканами. Через их жерла из недр Земли вырывались газы, формировавшие атмосферу и океан; в основном это были углекислый газ, водяной пар и азот. Кислорода тогда не было вовсе.
На Земле в ту эпоху было жарко, и она была немного похожа на современную Венеру, атмосфера которой очень плотная и на 96 % состоит из углекислого газа. На Венере, расположенной ближе к Солнцу, чем Земля, всегда было теплее, и поэтому эволюция атмосферы там шла иным путем. Если на остывающей Земле водяной пар сконденсировался в жидкость, и поверхность нашей планеты покрыл океан, то на Венере пар разрушился под действием солнечного излучения и улетучился в космос. Было это так: солнечный ультрафиолет расщеплял молекулы Н2О на водород и кислород. Подвижный водород покидал атмосферу Венеры в первую очередь, причем так интенсивно, что захватывал с собой и большую часть кислорода (планетологи называют это гидродинамическим оттоком газа из атмосферы). Но захватить с собой более тяжелые молекулы СО2 водородный поток не смог. Так атмосфера Венеры лишилась воды. А без воды, необходимой для связывания углекислого газа в известняк, молекулы СО2 накапливались в атмосфере и создали тот ад, который мы наблюдаем сейчас на Венере. Если на Земле зародившаяся жизнь способствовала удалению СО2 из атмосферы, то на Венере жизнь так и не возникла, ее атмосфера осталась плотной и до сих пор состоит из углекислого газа. Поэтому ученые считают, что Венера похожа на Землю далекого прошлого.
А какое небо на Венере? Оно там всегда затянуто густыми облаками, которые ураганный ветер мчит высоко над поверхностью планеты. Эти облака не очень плотные, они больше напоминают туман. Но их слой толщиной 30 км сильно поглощает солнечный свет, а остатки света рассеивает так, что днем не угадаешь, с какой стороны светит Солнце. Облачное небо Венеры окрашено в оранжевые тона, а у горизонта становится желто — зеленым. Ночью на Венере не видно звезд, лишь сполохи далеких молний и вулканических извержений подсвечивают облака. Вероятно, таким же было и небо юной Земли. В ту эпоху астрономам на ней нечего было бы делать.
Чтобы узнать будущее земной атмосферы, мы должны посмотреть на Марс. Изза своей удаленности от Солнца он никогда не был особенно горячим, но, имея небольшую массу, он плохо удерживает летучие газы в своей атмосфере. Марс красный изза того, что его водяной пар расщепился на водород и кислород; водород улетел в космос, а кислород окислил (покрыл ржавчиной) грунт. Отсутствие у Марса магнитного поля и мощная метеоритная бомбардировка тоже способствовали улетучиванию атмосферы. Странно, что Марсу вообще удалось хоть чтото сохранить. Сегодня его атмосфера в 100 раз тоньше земной. Она почти не препятствует астрономическим наблюдениям с поверхности планеты, но и жизнь на ней поддержать не в состоянии. Если Землю ожидает такая же судьба, то каким будет ее небо?
Днем на Марсе небо розовое изза мелкой неоседающей пыли, которую ветер поднимает в период весенне-летних пылевых бурь. Сила тяжести на Марсе вдвое меньше, чем на Земле, поэтому пыль долго держится в воздухе. Поскольку атмосфера Марса очень разрежена, розовое небо там не такое яркое, как голубое небо Земли. Облака из водяных кристаллов на Марсе — редкое явление, слишком уж сухой там воздух. Зато над поверхностью иногда поднимаются плотные пылевые облака. Они обволакивают почти всю планету на многие дни и даже месяцы. Сквозь них не видны звезды и с трудом пробиваются лучи Солнца.
Ночью на Марсе прекрасно видны звезды, планеты и все прочие астрономические явления. Яркие стрелы метеоров вспыхивают там, вероятно, даже чаще, чем на Земле, поскольку в окрестности Марса движется больше мелких космических частиц, чем вблизи Земли. По утрам и вечерам, пока Солнце еще не взошло, марсиане (например, будущие колонисты с Земли) смогут любоваться двумя яркими светилами — Венерой и Землей. Впрочем, эти планеты, а также спутники Марса Фобос и Деймос должны быть легко заметны и днем, ведь безоблачное небо Марса довольно темное. Возможно даже, на нем видны некоторые яркие звезды, если Солнце находится не слишком близко от них и его рассеянный свет не мешает наблюдениям.
Итак, на Венере звезд не видно даже ночью, а на Марсе они видны и днем. Лишь на земном небе каждому светилу предоставлено свое время суток.
Пока наша Земля идет «марсианским» путем: она тоже теряет атмосферу, прежде всего водород, образующийся при расщеплении водяного пара. Мощность солнечного излучения растет, и высыхание Земли ускоряется. Сегодня водород оттекает из земной атмосферы «тонкой струйкой», так как основной носитель водорода — водяной пар — обычно не поднимается в стратосферу, где он может быть разрушен ультрафиолетом. Пар конденсируется в нижних слоях атмосферы и падает дождем обратно на поверхность. Но Солнце постепенно становится ярче, примерно на 10 % за каждый миллиард лет. Когда Солнце разогреет нашу планету и ее океаны, атмосфера станет более влажной, и струйка утекающего водорода превратится в могучий поток. Считается, что этот процесс станет ощутимым, когда яркость Солнца возрастет на 10 %, то есть через миллиард лет, и еще миллиард лет понадобится для осушения земных океанов. Земля станет пустынной планетой с крохотными полярными шапками и жалкими озерцами воды. Еще через два миллиарда лет Солнце так нещадно опалит Землю, что даже полярные оазисы исчезнут и последние остатки воды испарятся. Парниковый эффект усилится настолько, что начнут плавиться камни. Земля станет такой же безжизненной, как Венера. А дальнейшая эволюция Солнца, его превращение в красный гигант и усиление мощности свечения в сотни раз приведет к полной потере атмосферы. Земля станет похожа на современный Меркурий: место, идеальное для астрономических наблюдений и больше ни для чего.
Впрочем, в своих футуристических построениях мы зашли слишком далеко. Сегодня на Земле мы имеем идеальный баланс условий для жизни и наблюдения Вселенной. Чтобы в полной мере воспользоваться этими благами, астрономы изобрели телескоп.
Рождение телескопа
Тысячи лет астрономы изучали Вселенную без телескопа. Хотя стекло было известно египтянам еще в 3800 до н. э., да и финикийцы славиись как стеклоделы, оптические свойства стекла были полностью оценены лишь в эпоху Средневековья. В XIII в. Роджер Бэкон одним из первых начал изучать свойства линз и зеркал. Очки появились в Италии около 1300 г., а к началу XVI в. оптические центры возникли в Германии и Голландии. Первая зрительная труба была сделана в Голландии в 1608 г., но трудно сказать, кем именно. Возможно, ее создали независимо друг от друга мастера очковых стекол Ганс Липперсгей, Яков Мециус и Захария Янсен. Кажется, Липперсгей был первым, кто для увеличения удаленных объектов применил комбинацию линз — положительную в качестве объектива и отрицательную как окуляр. Такая комбинация до сих пор используется в самых простых — театральных и детских — биноклях. Весной 1609 г. о голландском изобретении узнал в Италии Галилей и, не имея детального описания, сам за несколько недель разработал конструкцию и построил то, что теперь мы называем телескопом. Направив инструмент на небо, Галилей открыл новую эру в наблюдательной астрономии, о которой не мечтали его предшественники и которая продолжается до наших дней.
Галилей сделал много телескопов с диаметром объектива до 6 см, фокусным расстоянием до 170 см и увеличением до 35 раз. Они были устроены по одной схеме: объектив — плосковыпуклая или двояковыпуклая линза, окуляр — плосковогнутая или двояковогнутая. Изображение в таком телескопе прямое и довольно яркое, но поле зрения маленькое. Как все конструкции с простым объективом, телескоп Галилея страдал сильной сферической и очень сильной хроматической аберрацией.
Рис. 3.2. Слева: хроматическая аберрация. Стекло преломляет коротковолновый свет сильнее, чем длинноволновый, и фокус фиолетовых лучей (Оф) лежит ближе к линзе, чем красных (Ок). При любом расположении экрана изображение звезды получается расплывчатым, в окружении цветного ореола. Справа: сферическая аберрация. Краевая зона сферической линзы фокусирует свет на меньшем расстоянии (точка С), чем центральная зона (точка D), и даже в области наилучшей фокусировки (плоскость fе) точечный источник проецируется как пятно.
Рис. 3.3. Телескопы Галилея, хранящиеся в Музее истории науки, рядом с галереей Уффици, Флоренция. Трубы двух телескопов привязаны шелковыми ленточками к музейной подставке (это не штатив, которым пользовался Галилей!). Разбитый объектив третьего телескопа вставлен в виньетку из слоновой кости.
Сферическая аберрация возникает потому, что у линзы со сферическими поверхностями разные радиальные зоны имеют различное фокусное расстояние. Поэтому лучи, прошедшие вблизи центра и вблизи края линзы, собираются в разных точках и нигде не дают резкого изображения. Хроматическая аберрация возникает изза того, что стекло имеет разный коэффициент преломления для лучей разного цвета, изза чего простая линза не может собрать все лучи в одну точку: если в лучах одного цвета изображение звезды сфокусировано в точку, то вокруг нее виден расплывчатый ободок, образованный лучами других цветов. Сам Галилей боролся с этими недостатками линз, закрывая их внешнюю часть диафрагмой. Например, на одном из сохранившихся его телескопов (рис. 3.3) объектив диаметром 5.1 см задиафрагмирован до 2,6 см, а окуляр диаметром 2,6 см — до 1.1 см. Второй телескоп на рис. 3.3 имеет объектив 3,7 см, задиафрагмированный до 1,6 см. Этот прием частично помогал: изображение становилось более четким, но его яркость значительно снижалась.
Рис. 3.4. Ян Гевелий у одного из своих длинных телескопов.
После Галилея многие работали над усовершенствованием телескопа. В 1611 г. Иоганн Кеплер теоретически обосновал новую конструкцию, в которой окуляром служит положительная линза. Такой телескоп дает перевернутое изображение, но имеет значительно большее поле зрения. Впервые телескоп системы Кеплера изготовил иезуит Христоф Шейнер в 1613 г. Вскоре среди астрономов кеплерова труба полностью вытеснила «голландскую» (галилееву), поскольку перевернутое изображение не доставляло им хлопот. Но для морских подзорных труб и биноклей голландская схема использовалась еще долго, вплоть до изобретения призменного бинокля.
Исследуя сферическую аберрацию, Кеплер теоретически обнаружил, что ее можно устранить, придав линзам форму гиперболоидов. В 1637 г. Рене Декарт предложил для телескопов делать линзы с гиперболическими поверхностями, но попытки изготовить их оказались безуспешными. Марен Мерсенн в 1636 г. развил идею создания телескопа из двух параболических зеркал, высказанную иезуитом Николло Цукки двадцатью годами ранее. Но и эту идею не удалось тогда осуществить изза сложности изготовления параболических поверхностей. Первый телескоп с отражательными поверхностями — рефлектор — был создан лишь три десятилетия спустя. А тем временем линзовый телескоп — рефрактор — продолжал совершенствоваться.
Рис. 3.5. Крупнейший, 150–футовый телескоп Яна Гевелия (1645 г.).
В середине XVII в. стало ясно, что сферическая и хроматическая аберрация значительно ослабевает при увеличении фокусного расстояния объектива. Ян Гевелий из Гданьска и братья Христиан и Константин Гюйгенсы одними из первых стали строить длинные телескопы. Крупнейший телескоп Гевелия имел объектив диаметром 12 см с фокусным расстоянием 45 м и на сложной системе тросов и блоков подвешивался на 27–метровой мачте. Христиан Гюйгенс укреплял объектив на небольшой платформе, скользящей вверх и вниз по мачте, а окуляр — отдельно на небольшой подставке, которую можно было переносить в поисках фокуса. Такой телескоп называли «воздушным», поскольку он не имел трубы.
Рис. З.б. Воздушный телескоп Гюйгенса. Отдельно показаны объектив и окуляр.
Длина телескопов Гюйгенса в 1686 г. достигала 210 футов (64 м), а диаметр объективов — 22 см. Правда, свои знаменитые астрономические открытия — кольца Сатурна и его крупнейший спутник Титан, полярные шапки Марса и его вращение, межзвездные туманности и Др. — Гюйгенс открыл за 30 лет до этого с помощью скромного 12–футового телескопа с объективом 5 см.
Итак, в XVIIXVIII вв. пользовались длинными рефракторами с фокусными расстояниями в десятки метров. Это было очень неудобно.
Роберт Гук придумал, как укоротить телескоп с помощью нескольких плоских зеркал, но выяснилось, что сделать хорошее плоское зеркало не такто легко, и от идеи отказались.
Рис. 3.7. Оптические схемы телескопов- рефлекторов. 1 — главное зеркало, 2 — вторичное зеркало, Ок — окуляр.
Около 1663 г. Исаак Ньютон начал свои знаменитые опыты по отражению и преломлению света, в ходе которых он ясно понял различие между сферической и хроматической аберрацией. Однако он ошибочно полагал, что все вещества обладают одинаковой силой преломления, из чего заключил, что невозможно сделать линзовую систему, свободную от хроматической аберрации. (На самом деле — можно, если использовать линзы из разных сортов стекла.) Сделав такой вывод, Ньютон обратился к зеркальным системам, поскольку лучи любого цвета отражаются от зеркала одинаково. Вообще говоря, зеркальные телескопы предлагались и до Ньютона. Я уже упоминал об идеях Цукки и Мерсенна. Около 1664 г. Джеймс Грегори предложил телескоп с главным параболическим зеркалом и вспомогательным эллиптическим.
Эта схема была свободна не только от хроматической, но и от сферической аберрации. Однако изготовить столь сложные зеркальные поверхности Грегори не смог.
Ньютон разработал методы шлифовки и полировки сложных зеркал. В 1668г. он построил первый телескоп — рефлектор длиной всего 16 см с параболическим зеркалом диаметром 3,1 см. Упростив схему Грегори, он с помощью маленького плоского зеркала вывел фокус главного зеркала наружу сквозь отверстие в трубе телескопа. Такая конструкция тоже свободна от сферической аберрации. Ньютон делал зеркала из оптической бронзы или спекулума — сплава меди с оловом, имевшего блеск, сравнимый с блеском серебра. К сожалению, этот сплав изза присутствия меди быстро тускнеет и требует переполировки. Но его использовали для астрономических зеркал вплоть до 1850 г., когда изобрели метод серебрения стекла.
Таблица 3.1
Открытия спутников планет в XVIIXIX вв.
| Автор открытия | Год | Планета | Спутник | Блеск | Радиус, км |
| Галилео Галилей, | 1610 | Юпитер | Ио | 5,0m | 1822 |
| Симон Марий | Европа | 5.3 | 1561 | ||
| Ганимед | 4.6 | 2634 | |||
| Каллисто | 5.7 | 2410 | |||
| Христиан Гюйгенс | 1655 | Сатурн | Титан | 8,3 | 2 575 |
| Джованни Кассини | 1671 | Япет | 10-12 | 736 | |
| 1672 | Рея | 9,7 | 764 | ||
| 1684 | Тефия | 10,2 | 533 | ||
| Диона | 10,4 | 562 | |||
| Вильям Гершель | 1787 | Уран | Титания | 13.9 | 788 |
| Оберон | 14.1 | 761 | |||
| 1789 | Сатурн | Мимас | 12.9 | 198 | |
| Энцелад | 11.7 | 252 | |||
| Уильям Ласселл | 1846 | Нептун | Тритон | 13,5 | 1353 |
| У. и Дж. Бонд, У. Ласселл | 1848 | Сатурн | Гиперион | 14,4 | 135 |
| Уильям Ласселл | 1851 | Уран | Ариэль | 13,7 | 579 |
| Умбриэль | 14,5 | 585 | |||
| Асаф Холл | 1877 | Марс | Фобос | 11.3 | 11 |
| Деймос | 12.4 | 6 | |||
| Эдуард Барнард | 1892 | Юпитер | Амальтея | 14,1 | 83 |
| Уильям Пикеринг | 1899 | Сатурн | Феба | 16,5 | 107 |
Рефлектор иной системы, также свободной от сферической аберрации, предложил в 1672 г. француз Гийом Н. Кассегрен, о котором мало что известно. И хотя Ньютон резко критиковал эту конструкцию, она широко используется до сих пор. Главное зеркало в ней параболическое, а вторичное зеркало выпуклое гиперболическое. Свет выходит сквозь центральное отверстие в главном зеркале.
Для XVIII в. характерен быстрый прогресс в изготовлении рефлекторов. Английский оптик Джон Хэдли (Гадлей, 1682–1744) первым использова оптический метод контроля формы зеркала. Шотландский оптик и астроном Джеймс Шорт (1710–1768) построил множество прекрасных телескопов по схеме Грегори. А Вильям Гершель с помощниками создал в 1789 г. крупнейший по тем временам телескоп с зеркалом диаметром 126 см и фокусным расстоянием 12 м; с этим «Великим 40–футовым» мы уже познакомились в главе 2. Заметим, что в нем впервые было реализовано наблюдение в главном фокусе, смещенном к краю апертуры (система Ломоносова — Гершеля). После изобретения фотографии наблюдение в главном фокусе стало нормой.
Но и до появления фотопластинки большие рефлекторы уверенно демонстрировали свое главное преимущество — высокую проницающую способность, то есть позволяли замечать тусклые объекты. Вильям Гершель с помощью своего любимого «Большого 20–футового» диаметром 18 дюймов в 1787 г. открыл спутники Урана — Титанию и Оберон, имеющие блеск около 14m. До этого астрономы замечали спутники с блеском не слабее 11m, и вдруг — скачок сразу на три звездные величины (табл. 3.1). Результат Гершеля немного улучшил другой любитель астрономии — английский пивовар Уильям Ласселл (1799–1880), построивший близ Ливерпуля рефлектор диаметром 24 дюйма. И это было вполне закономерно: используя зеркало почти вдвое большей площади, он и продвинутся к вдвое более тусклым объектам. При этом Ласселл повторил рекорды Галилея, Кассини и Гершеля — открыл 4 спутника (он обнаружил Гиперион независимо от американских астрономов отца и сына Бондов). Любопытно, что вслед за Гершелем и лордом Россом Ласселл в 1855 г. тоже построил огромный 48–дюймовый рефлектор. Понимая, что Англия — не лучшее место для астрономических наблюдений, Ласселл установил свой гигантский инструмент в прекрасном районе — на острове Мальта. Однако, как и его предшественники, он не обнаружил новых спутников. Для этого требовался новый технологический рывок.
Фактически прорыв Гершеля не был превзойден в течение столетия. Лишь в самом конце XIX в. американский астроном Уильям Пикеринг смог продвинуться еще на две звездных величины, обнаружив спутник Сатурна Фебу, но дело тут было не в качестве телескопа: Феба стала первым спутником, открытым с помощью фотографии. Вообще говоря, этот факт обескураживает: фотоэмульсия обладает неоспоримым преимуществом перед нашим зрением: она может долго накапливать свет тусклых звезд. Почему же в течение полувека развития фотографии глаз выдерживал конкуренцию с фотокамерой?
Глаз и телескоп
Вначале этой главы мы уже говорили об особенностях зрения. Если продолжить сравнение нашего глаза с оптической техникой, созданной человеком, то придется перевести разговор со старых фотоаппаратов на современные видеокамеры. Наши глаза, как хорошая камера, имеют собственный «процессор», передающий в мозг уже частично проанализированную и исправленную картину увиденного. У электронных устройств есть система стабилизации изображения, делающая незаметным дрожание рук оператора — глаз тоже имеет систему, которая стремится сделать незаметными для нас дрожание головы и глазного яблока, смазывающее «картинку». Эта же система работает при визуальном наблюдении в телескоп: наше зрение компенсирует атмосферное дрожание и размытие изображения, чего фотокамера делать не умеет. Точнее, не умела до недавних пор, но об этом чуть позже.
Каждый орган человека становится более умелым в результате тренировки — и руки пианиста, и ноги балерины. Оказывается, что и глаза тоже можно научить видеть лучше. Известно, что первый опыт наблюдения в телескоп часто обескураживает. «Я не вижу никаких деталей», — сетует начинающий наблюдатель, глядя на Марс или даже на огромный Юпитер. А опытный астроном с помощью того же телескопа составляет подробные карты поверхности планет: у него «тренированный глаз», он научился настраивать свое зрение на астрономические наблюдения. До определенной степени этому может научиться каждый, если будет систематически наблюдать небо. Но и природные данные тоже важны, так же как у пианистов и балерин. У большинства людей практический предел при наблюдении звезд или звездообразных объектов, таких как спутники планет или астероиды, лежит между 5m и 6m. Но возможности глаза улучшает оптика. Даже применение простого полевого бинокля 7x50 (т. е. 7–кратный с объективами диаметром 50 мм) делает доступными звезды 9m. В телескоп можно увидеть еще более тусклые звезды, хотя наблюдение в окуляр одним глазом немного снижает общую чувствительность зрения.
Таблица 3.2
Предельная звездная величина (Vlim) при визуальных наблюдениях
| Диаметр объектива, мм | Vlim | Свеча (расстояние, км) | Количество звезд | Примечание |
| 7 | 4,5* | 1,4 | 900 | Глаза (в городе) |
| 50 | 8,8* | 9,8 | 98 000 | Бинокль 7x50 |
| 100 | 9,6 | 14 | 226 000 | 4–дюймовый рефрактор |
| 150 | 10,4 | 20 | 509 000 | 6–дюймовый самодельный рефлектор |
| 500 | 13,0 | 68 | 6,3 млн | Дорогой любительский телескоп |
| 1000 | 14,6 | 140 | 26 млн | Рефлектор университетского класса |
| 2 400 | 16,5 | 340 | 124 млн | Телескоп «Хаббл» в космосе |
| 10 000 | 19,5 | 1300 | 1 млрд | Телескоп «Кек» с адаптивной оптикой |
* Наблюдение ведется двумя глазами.
Табл. 3.2. демонстрирует возможности нашего зрения, усиленные оптической техникой. В третьей колонке указано примерное расстояние, на котором глаз различает свет обычной свечи. Нужно помнить, что таблица составлена для среднего человека, а некоторые астрономы — наблюдатели отличаются повышенной чувствительностью зрения (и большим опытом наблюдений!), поэтому способны продвинуться еще на 1m.
Эволюция телескопа
Итак, в XVIII в. вперед вырвался рефлектор с металлическим зеркалом. Но в эти же годы постепенно совершенствовалась и конструкция рефрактора. Важнейшим событием в оптике стало открытие ахроматического объектива. Это сделал в 1729 г. адвокат Честер Мур Холл, заметивший, что объектив, составленный из двух линз — выпуклой из легкого стекла крона и вогнутой из тяжелого флинта (соответственно с ничтожной и с большой примесью окиси свинца), — не окрашивает изображений. Такой «дублет» имел значительно меньшую хроматическую аберрацию, чем длиннофокусные одиночные линзы. Холл никак не закрепил за собой это изобретение. Знавший об открытии Холла Джон Доллонд в 1760 г. взял патент и стал выпускать ахроматические объективы. Но они были небольшого размера, не более 10–13 см, и качество стекла, особенно флинта, было невысоким. Поэтому конкурировать с зеркалами Шорта и Гершеля они не могли.
Однако ситуация изменилась после того, как швейцарец Пьер Луи Гинан после многих экспериментов, проводившихся в 1784–1790 гг., научился отливать заготовки линз из флинта великолепного качества. Сначала их диаметр был 13–15 см, но к 1820–м гг. он достиг 30–45 см. Одним из секретов успеха, ревностно охраняемых Гинаном, например, было то, что значительно более высокая однородность стеклянной массы достигалась при размешивании мешалкой из огнеупорной глины, а не из дерева. С 1806 по 1814 гг. Гинан работал в Германии, где его учеником был Йозеф фон Фраунгофер (1787–1826), быстро постигший искусство стекловарения и ставший ведущим оптиком Германии. Один из его лучших рефракторов диаметром 24 см в 1824 г. приобрела Россия для Дерптской обсерватории (ныне г. Тарту, Эстония), где этот телескоп до сих пор и находится. В нем впервые была применена современная экваториальная установка с двумя осями — осью склонения и перпендикулярной к ней полярной осью, вокруг которой инструмент непрерывно поворачивался часовым механизмом со скоростью вращения Земли, но в обратном направлении. После введения в астрономию фотографии, требовавшей длительных экспозиций, такая монтировка телескопов стала абсолютно необходимой. На рефракторе Фраунгофера впервые был установлен и окулярный микрометр, с помощью которого В. Я. Струве в 1837 г. первым измерил параллакс звезды, Веги. Таким образом, дерптский рефрактор Фраунгофера стал прообразом современных телескопов и позволил осуществить прорыв в астрономии — впервые измерить расстояния до звезд.
Рис. 3.8. Вверху: рефрактор Дерптской обсерватории работы Фраунгофера. Весьма оригинальна система разгрузки трубы: две штанги с шарами препятствуют гнутию телескопа. Внизу: разрез здания обсерватории, сохранившегося без существенных изменений до наших дней.
К середине XIX в. все обсерватории мира стали пользоваться рефракторами, оказавшимися для астрометрических целей значительно удобнее рефлекторов с их быстро тускнеющими бронзовыми зеркалами. Да и проницающая способность рефракторов оказалась более высокой: в 1848 г. спутник Сатурна Гиперион позволили заметить только два телескопа — 24–дюймовый рефлектор Ласселла и 15–дюймовый рефрактор Бондов, в то время крупнейший в мире. Можно сказать, что в этот момент рефлекторы уступили свое первенство по «зоркости». Лишь отдельные энтузиасты продолжали строить крупные рефлекторы. Уже знакомый нам Уильям Парсонс (лорд Росс) построил несколько 91–сантиметровых ньютоновских рефлекторов, а в 1845 г. создал колоссальный 182–сантиметровый рефлектор «Парсонстаунский левиафан», с помощью которого открыл множество новых деталей в туманностях, в частности спиральную структуру некоторых из них, оказавшихся галактиками.
Рис. 3.9. Ахроматический двухлинзовый объектив. Пунктирные линии показывают ход лучей в том случае, если бы свет прошел только сквозь положительную линзу. Вторая, отрицательная линза обладает сильным обратным хроматизмом. Она удлиняет фокусное расстояние и сводит оба цвета в одном фокусе (O).
Перелом в судьбе телескопов — рефлекторов наступил в 1853 г., когда Юстус фон Либих предложил метод выделения металлического серебра из раствора нитрата серебра для наружного покрытия стекла тонкой отражающей пленкой. В 1856 г. немецкий физик Карл Август фон Штейнгейль и независимо от него французский физик Леон Фуко применили этот метод для изготовления астрономических зеркал. С этого момента почти без исключений зеркала телескопов делали из стекла, которое легче бронзы и проще в обработке. К тому же серебряная пленка лучше отражает свет, чем полированный спекулум. Когда слой серебра тускнеет, его просто смывают и наносят новый; металлическое же зеркало в этом случае необходимо заново полировать.
Развив метод Хэдли, Фуко предложил новый способ проверки сферической формы зеркала. Он освещал его через маленькое отверстие, помещенное чуть в стороне от центра кривизны сферы, и рассматривал изображение этого отверстия, образованное рядом с ним отраженными лучами. Это же делал 200 лет назад и Хэдли. Но Фуко рассматривал изображение не на экране, как Хэдли, а глазом, поместив перед ним пластинку с острым и ровным прямолинейным краем — «нож». Двигая ее, Фуко наблюдал, как изменяется освещенность поверхности зеркала, и по форме тени легко определял отклонение поверхности от идеальной сферы. Этот метод настолько прост и чувствителен, что «нож Фуко» до сих пор применяется при изготовлении зеркал.
В то время как технология изготовления рефлекторов во второй половине XIX в. быстро совершенствовалась, эволюция рефрактора практически остановилась. Современные рефракторы мало изменились с эпохи Фраунгофера. Правда, улучшились качество и ассортимент оптического стекла, но полностью победить хроматическую аберрацию все равно не удалось. Ее сводят к минимуму лишь в небольшой области спектра: в желто — зеленой, если телескоп предназначен для визуальных наблюдений, и в голубой, если для фотографических. Оба крупнейших в мире рефрактора, Ликский и Йерксский, — визуальные, с объективами диаметром около 1 м. Оба были построены в конце XIX в. и установлены на экваториальных монтировках немецкого типа, какие делал Фраунгофер. Заготовки для линз их объективов были отлиты во Франции, а сами объективы изготовила знаменитая американская фирма «Алван Кларк и сыновья».
Рис. 3.10. Крупнейший в мире Йерксский рефрактор (1897 г.) диаметром 40 дюймов (102 см), установленный чуть севернее г. Чикаго, на берегу небольшого озера Женева.
Рис. 3.11. Ликский рефрактор (1888 г.) диаметром 36 дюймов (91 см), установленный на горе Гамильтон в Калифорнии.
Рис. 3.12. 36–дюймовый двухлинзовый объектив (флинт + крон) для Ликского рефрактора (одна его флинтовая линза весит 170 кг).
Хотя ахроматические объективы уже применялись, рефракторы все равно делали весьма длинными. Отчасти это диктовалось желанием окончательно устранить хроматическую аберрацию, но были и другие соображения. Дело в том, что размер изображения в фокальной плоскости объектива зависит от его фокусного расстояния У 40–дюймового Йерксского рефрактора фокусное расстояние 19 м, при котором угол в 0,5", соответствующий высочайшей четкости изображений при абсолютно спокойной атмосфере, эквивалентен расстоянию 37 мкм в фокальной плоскости. Примерно такого же размера и зерно фотоэмульсии. Поэтому такой телескоп мог фиксировать на фотопластинках самые четкие изображения. Да и визуально рассматривать в него крупные изображения тесных двойных звезд и мелких деталей на поверхности планет было очень удобно. У Йерксского рефрактора диаметр лунного диска в фокусе получается около 17 см. Размер фотопластинок у этого телескопа 20x25 см, так что полная Луна легко умещается на них. Длиннофокусные рефракторы позволили получить прекрасные фотографии целиком всего лунного диска. Заметим, что астрономы для съемки неба всегда использовали не пленку, а именно стеклянные фотопластинки из- за их высокой жесткости: даже через 100 лет хранения они не деформируются и позволяют измерять относительное положение звездных изображений с точностью до 3 мкм, что для крупных рефракторов, подобных Йерксскому, соответствует на небе дуге в 0,03".
Представление о крупнейшем в мире рефракторе дают следующие цифры: основание монтировки Йерксского телескопа имеет высоту 13 м и весит 50 т. Полярная и экваториальная оси вместе весят и весит 6 т. У Ликского телескопа труба при длине 17,4 м и диаметре 1,22 м весит около 12 т.
5 т. Часовой механизм с приводом на большую шестерню в верхней части полярной оси весит 20 т. Труба телескопа имеет в длину 18,5 м
Рис. 3.13. Английский астроном Чарльз Гровер (1842–1921) у своего рефрактора, укрепленного на экваториальной монтировке. Вращение вокруг полярной оси осуществляется через приводной вал гиревым часовым механизмом, скорость которого контролирует регулятор Уатта (его шары видны в прозрачной верхней части кожуха). Астроном сидит на лесенке с выдвигающимися ступенями — сиденьями, высота которых подбирается в зависимости от положения окулярного конца телескопа.
Рис. 3.14. Рефлектор с зеркалом диаметром 6.5 дюймов, изготовленный Дж. Браунингом в 1866 г. Иллюстрация: English Mechanic and Mirror of Science от 25 мая 1866 г.
Попытки создать рефракторы крупнее Йерксского оказались неудачными. Более крупные объективы для полноповоротных телескопов вообще никогда не изготавливались. На Парижской выставке 1900 г. демонстрировался неподвижный горизонтальный телескоп — рефрактор с объективом 125 см и сидеростатом (система из двух плоских вращающихся зеркал) для наведения на объекты, но для научной работы он не использовался. До тех пор, пока линзы делаются из стекла, изготовить объективы большего размера не удастся. Даже если оптическое качество стеклянного диска окажется превосходным, огромные линзы будут прогибаться под собственным весом.
Хотя в XX в. строительство рефракторов продолжалось, все они имели скромный диаметр (20–40 см) и предназначались либо для публичных обсерваторий, либо для фотографирования больших площадок неба, поскольку линзовый объектив легче сделать широкоугольным, чем зеркальный.
Но зеркальные объективы имеют несколько важных преимуществ. Поскольку свет отражается от их наружной поверхности, оптическое качество стекла не имеет значения. К тому же зеркало можно поддерживать снизу, чтобы оно не гнулось. Его вес можно значительно снизить, придав ему форму пчелиных сот. Труба и монтировка у рефлектора, в котором тяжелое зеркало находится снизу, значительно проще, чем у рефрактора сравнимого размера, у которого объектив вынесен далеко от осей вращения. Все это определило победу крупных рефлекторов над достигшими своего предела рефракторами.
Рис. 3.16. Телескоп — рефрактор фирмы «Карл Цейсс», сделанный по схеме куде. При поворотах объектива расположенный в основании полярной оси окуляр остается неподвижным. Это удобно, особенно при проведении публичных демонстраций в планетариях и народных обсерваториях.
Рис. 3.17.100–дюймовый рефлектор «Хукер» обсерватории Маунт-Вилсон.
Сейчас в мире работают сотни крупных рефлекторов; около 30 из них имеют апертуру (полезный диаметр зеркала) более 4 м. Как правило, это телескопы со сменными вторичными зеркалами, что позволяет, в зависимости от задачи, вести наблюдения в первичном фокусе главного зеркала или по оптической схеме Ньютона, Кассегрена, Несмита или куде (от фр. coude — изгиб). Каждая из них имеет свои преимущества. В первичном (главном) фокусе минимальны потери света, но неудобно работать, так как он находится на вершине телескопа, да и громоздкую аппаратуру там расположить нельзя. В фокусе Кассегрена больше масштаб изображения и удобнее работать (он внизу). Фокус Несмита, выведенный в ось склонений, и особенно фокус куде, выведенный в полярную ось, позволяют использовать тяжелую светоприемную аппаратуру, например спектрографы высокого разрешения.
Рис. 3.18. 200–дюймовый рефлектор «Хейл» обсерватории Маунт-Паломар: внешний вид и внутреннее устройство телескопа и его башни. Рисунки Р. У. Портера, выполненные по рабочим чертежам в 1939 г.
XX век стал эпохой триумфа больших рефлекторов. В первой половине века ими располагала обсерватория Маунт — Вилсон, созданная вблизи Лос — Анджелеса по инициативе Джорджа Эллери Хейла (1868-1938), блестящего астронома и организатора науки. Именно он в начале своей карьеры стимулировал создание 40–дюймового рефрактора и сам с 1895 по 1905 гг. возглавлял Йерксскую обсерваторию. Убедившись в ограниченных возможностях равнинных обсерваторий и рефракторов, Хейл с помощью Фонда Карнеги основал горную обсерваторию Маунт — Вилсон на юге штата Калифорния, на высоте 1742 м. Для изучения Солнца на ней были созданы крупнейшие в мире ба шенные телескопы, а первым «ночным» инструментом стал 60–дюймовый (1,5 м) рефлектор «Хейл», названный так в честь отца астронома, Уильяма Хейла, финансировавшего изготовление зеркала. Этот телескоп с 1908 по 1917 гг. держал мировое первенство и прославился выполненными на нем важными работами в области звездной спектроскопии и изучения галактик. Ныне этот инструмент завершил свою работу для науки и стал доступным для публики (в июне 2009 г. за полночи наблюдений на нем нужно было заплатить 900 долларов).
Рис. 3.19. Вид 200–дюймового телескопа «Хейл» с юго — востока.
Рис. 3.20. Рабочее место астронома (на фото Эдвин Хаббл) в «стакане» главного фокуса Паломарского телескопа. Внизу видно 5–метровое «око» телескопа.
В 1917 г. на обсерватории Маунт — Вилсон начал работать 100–дюймовый (2,5 м) рефлектор «Хукер», остававшийся крупнейшим в мире до 1948 г. Его зеркало, оплаченное американским меценатом Дж. Хукером, отлили во Франции, а полировал его с 1910 по 1915 гг. знаменитый американский оптик и конструктор телескопов Джордж Ричи (1864–1945). Труба телескопа была укреплена во вращающейся прямоугольной раме, игравшей роль полярной оси. Имеющая две опоры — на северном и южном концах, такая монтировка (ее называют английской) обладает высокой прочностью, но не позволяет наблюдать звезды вблизи полюса. Этот телескоп знаменит тем, что на нем впервые был измерен размер некоторых звезд (А. Майкельсон и Ф. Пиз, 1920–1923 гг.) и с его помощью Э. Хаббл осуществил большинство своих исследований в «царстве туманностей». В 1985 г. работа на телескопе была прекращена, но его решили сохранить как реликвию. Однако в 1992 г. он был модернизирован и вновь стал использоваться.
В 1948 г. с помощью Рокфеллеровского фонда был создан и до 1975 г. оставался крупнейшим в мире 200–дюймовый (5 м) рефлектор «Хейл» на обсерватории Маунт — Паломар в Калифорнии. На этот раз телескоп был назван именем сына — астронома, Джорджа Эллери Хейла, организовавшего его строительство. Полярная ось телескопа тоже выполнена в виде рамы, но ее северная сторона сделана в форме подковы, что позволяет наблюдать околополярные звезды. Плавное вращение 540–тонного телескопа обеспечивается тем, что подковообразная опора «плавает» на тонком слое масла, нагнетаемом под давлением 20 атмосфер. На верхнем конце ферменной трубы телескопа находится небольшая кабина, в которой астроном ведет наблюдения в фокусе главного зеркала, на расстоянии 17 м от него. С помощью сменных вторичных зеркал телескоп может работать в системах Кассегрена или куде с эквивалентными фокусными расстояниями соответственно 81 или 152 м.
С 1975 по 1991 гг. крупнейшим был 6–метровый рефлектор БТА (Большой телескоп альт — азимутальный) Российской академии наук, установленный в Специальной астрофизической обсерватории (САО) близ станицы Зеленчукская на Северном Кавказе, на высоте 2170 м. Фокусное расстояние главного зеркала этого телескопа 24 м, масса главного зеркала — 42 т, а весь телескоп весит 850 т. Этот колоссальный инструмент был спроектирован Б. К. Иоаннисиани и построен в Ленинграде на фирме ЛОМО. Телескоп БТА завершил эволюцию классических рефлекторов с жесткими монолитными зеркалами. Требование жесткости при диаметре более 6 м делает их безнадежно тяжелыми. Уже создатели телескопа БТА в борьбе с весом были вынуждены искать нетрадиционные решения. БТА стал первым современным телескопом, установленным на альт — азимутальной монтировке, имеющей вертикальную и горизонтальную оси вращения. Это существенно упростило конструкцию телескопа (рис. 3.21) и уменьшило размер его башни, хотя для компенсации суточного вращения Земли приходится вращать инструмент вокруг двух осей с переменной скоростью. Теперь по такой схеме строят все крупные телескопы.
Нужно заметить, что зеркала телескопов давно уже не покрывают серебром. В 1930–е гг. Р. Уильямс, Дж. Стронг и Ч. Картрайт разработали технику алюминирования зеркал. Их помещают в вакуумную камеру, где под действием электрического тока испаряются алюминиевые проволочки, и тонкая алюминиевая пленка покрывает поверхность зеркала, сообщая ей лучшие отражающие свойства, чем это делало серебро. На воздухе отражающая поверхность тотчас же покрывается прозрачной пленкой окиси алюминия толщиной всего в один атом, которая не дает зеркальному слою тускнеть. Но все же раз в несколько лет зеркало приходится алюминировать заново, поэтому рядом с каждым крупным телескопом есть вакуумная камера соответствующего диаметра.
Рис. 3.21. 238–дюймовый телескоп БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН. На боковые площадки его монтировки выведены фокусы Несмита.
Мы еще вернемся к современным большим телескопам, а сейчас обсудим специализированные инструменты среднего калибра, играющие очень важную роль в исследовании Солнечной системы. Одна из проблем ее изучения заключается в том, что мы находимся внутри нее. Поэтому, чтобы искать новые объекты Солнечной системы и изучать уже открытые, астрономы должны наблюдать все небо, во всех направлениях. К сожалению, с помощью обычного рефлектора можно сфотографировать лишь маленькую область на небе. Основная причина в том, что эти телескопы страдают двумя аберрациями — комой и астигматизмом, которые сильно искажают изображения звезд при удалении от оптической оси телескопа. Например, в главном фокусе 5–метрового Паломарского рефлектора поле с хорошим изображением имеет размер почтовой марки и покрывает на небе площадку с угловым размером 2,5'х2,5'. Разместив перед фотопластинкой специальный линзовый корректор, можно частично исправить искажения на краях, увеличив размер хорошего поля зрения в 10–15 раз. Но и при этом классический рефлектор имеет небольшое поле зрения, едва достигающее углового размера Луны. С таким телескопом невозможно проводить поисковые или патрульные работы, когда за короткое время требуется сфотографировать значительную часть неба.
Широкоугольный телескоп был создан в 1932 г. эстонским оптиком Бернхардом Шмидтом (1879–1935) на Гамбургской обсерватории. Он использовал сферическое главное зеркало, поставив перед ним для исправления сферической аберрации тонкую линзу сложной формы, так называемую коррекционную пластину. Она очень трудна в изготовлении и, будучи размещена в центре кривизны, на удвоенном фокусном расстоянии от зеркала, делает трубу инструмента довольно длинной. Но преимущества этой системы так велики, что в мире уже создано немало подобных телескопов; их называют камерами Шмидта, поскольку используют только для фотографирования неба. Крупнейшая изготовлена фирмой «Карл Цейсс» и находится в обсерватории им. К. Шварцшильда близ Йены (Германия). Построенная в 1960 г., она имеет сферическое зеркало диаметром 200 см с фокусным расстояние 400 см и коррекционную пластину диаметром 134 см (рис. 3.22). Поле зрения хорошего качества при этом 4,7°х4,7°. Любопытно, что этот телескоп может также работать по схеме Несмита и куде.
Вторая по размеру камера Шмидта работает с 1948 г. на обсерватории Маунт — Паломар и имеет зеркало диаметром 183 см и пластину 122 см. На фотопластинке 35x35 см она фотографирует область неба размером 6°х6°. С помощью этого инструмента создан знаменитый Паломарский атлас неба и обнаружено множество астероидов и спутников планет. Но поскольку эта камера находится в Северном полушарии, ей недоступны наиболее южные части неба. Поэтому в 1973 г. в Австралии, на англо — австралийской обсерватории в Сайдинг Спринг была построена точно такая же камера для обзоров южного неба. Одним из крупнейших телескопов этого типа является также космический телескоп «Кеплер» (NASA), запущенный в марте 2009 г. Он имеет зеркало диаметром 1,4 м и пластину 0,95 м. Этот инструмент предназначен для поиска планет земного типа у других звезд.
Рис. 3.22. Двухметровая камера Шмидта обсерватории им. Карла Шварцшильда вТаутенбурге, близ Йены (Германия).
Рис. 3.23. Телескоп системы Максутова-Кассегрена диаметром 102 мм на складном штативе с полувилочной монтировкой и автоматическим наведением. Мечта начинающего любителя астрономии! Телескоп снабжен искателем и окулярной призмой, позволяющей наблюдать в удобном положении. Максимальное штатное увеличение 240х. Прекрасно подходит для наблюдения Луны и планет. Изготовитель — фирма «Celestron»; цена — около 600 долларов.
В 1941 г. русский оптик Дмитрий Дмитриевич Максутов (1896–1964) изобрел новую систему широкоугольного телескопа. В ней тоже используется сферическое зеркало, но его аберрация устраняется не сложной коррекционной пластиной, как у Шмидта, а значительно более простым в изготовлении мениском — тонкой выпукло-вогнутой линзой со сферическими поверхностями. Эта конструкция в разных модификациях нашла широкое применение при производстве как телескопов, так и длиннофокусных фотообъективов. Крупные камеры Максутова используют для массовой спектральной классификации звезд, помещая перед мениском тонкую стеклянную призму, превращающую изображение каждой звезды в ее маленький спектр. А среди любителей астрономии весьма популярны телескопы системы Максутова — Кассегрена, у которых вторичным зеркалом служит центральная часть мениска, покрытая отражающим слоем алюминия. У таких телескопов много преимуществ: при большом диаметре они короткие, обладают большим полем зрения и удобны в эксплуатации, поскольку мениск защищает зеркало от пыли и повреждений.
Где живет телескоп?
Небольшой телескоп может жить где угодно, даже в коробке под кроватью. Обычно так и бывает у любителей астрономии, обладающих легкими телескопами, которые на время наблюдений можно устанавливать на балконе, в саду или за городом на раздвижном штативе — треноге. Но профессиональные крупные инструменты размещают стационарно на территории особых научных учреждений — обсерваторий (от лат. observare — наблюдать).
Вообще обсерватория — это место, где ученые проводят регулярные наблюдения природных явлений. Наиболее известны астрономические обсерватории, в большинстве своем располагающие оптическими телескопами. Но существуют также радиоастрономические обсерватории, обсерватории по изучению космических лучей, а также метеорологические, сейсмологические и др.
В прежние времена астрономические обсерватории сооружали, как правило, вблизи университетов, но затем стали располагать на вершинах гор — подальше от плотных слоев атмосферы и крупных городов. Радиообсерватории часто строят в глубоких долинах, со всех сторон закрытых горами от радиопомех искусственного происхождения.
Телескопы — очень тонкие и чувствительные инструменты. Для защиты от непогоды и перепадов температуры каждый стационарный телескоп помещают в специальное здание — астрономическую башню. Небольшие башни имеют прямоугольную форму с плоской раздвигающейся крышей, а башни крупных телескопов обычно делают круглыми, с полусферическим вращающимся куполом, в котором для наблюдений открывается узкая щель. Такой купол хорошо защищает телескоп от ветра во время работы. Это важно, поскольку ветер раскачивает телескоп и вызывает дрожание изображения. Вибрация почвы и здания башни также плохо влияет на качество изображений, поэтому телескоп монтируют на отдельном фундаменте, отделенном от фундамента башни. Места для строительства оптических обсерваторий подбирают очень тщательно. Обычно это вершина горы: чем выше, тем тоньше слой атмосферы, сквозь который приходится вести наблюдения. Воздух должен быть сухим и чистым, желательно безветренным. Вблизи не должно быть городов с их ярким ночным освещением и смогом. Некоторые обсерватории располагаются в экстремальных условиях (рис. 3.24), поэтому там находятся только специалисты, которые работают посменно. Другие обсерватории размещаются в «компромиссных» местах, благоприятных для наблюдений и при этом сравнительно легко доступных, с хорошим климатом. Там многие наблюдатели живут постоянно, с семьями.
Желательно, чтобы крупные обсерватории были равномерно распределены по поверхности Земли: в этом случае в любой момент можно наблюдать любой небесный объект как на северном, так и на южном небе. Однако исторически сложилось, что большинство обсерваторий расположено в Европе и Северной Америке, поэтому небо Северного полушария изучено лучше. В последние десятилетия крупные обсерватории стали сооружать в Южном полушарии (Чили, Южная Африка, Австралия), а также вблизи экватора (например, на Гавайях), откуда можно наблюдать как северное, так и южное небо.
Рис. 3.24. Высокогорная обсерватория «Сфинкс» в Швейцарских Альпах на высоте 3570 м. Здесь занимаются инфракрасными исследованиями атмосферы и Солнца. В башне находится 76–сантиметровый кассегреновский рефлектор.
Как правило, на обсерваториях устанавливают несколько инструментов разного «калибра» и различной специализации. С помощью пассажного инструмента определяют моменты прохождения звезд через меридиан и таким образом уточняют скорость вращения Земли. Это необходимо для службы точного времени, сигналы которого передаются по радио. Меридианный круг позволяет измерять не только моменты, но и место пересечения звездой меридиана. Это необходимо для создания точных карт звездного неба. Такие фундаментальные работы обычно проводят в крупных государственных обсерваториях: Морской обсерватории США, Королевской Гринвичской обсерватории в Великобритании, Пулковской и Московской обсерваториях в России.
Большинство телескопов имеет возможность поворачиваться вокруг одной или двух осей. К первому типу относятся меридианный круг и пассажный инструмент. Это небольшие телескопы, поворачивающиеся вокруг горизонтальной оси в плоскости небесного меридиана, проходящей через точки севера, юга и зенита. Двигаясь с востока на запад, каждое светило дважды в сутки пересекает эту плоскость. При этом в поле зрения телескопа светило непрерывно перемещается. Задача астронома — зафиксировать момент и место пересечения светилом небесного меридиана. Раньше это делали визуально, теперь — при помощи электронных камер.
Современные астрономы редко наблюдают в телескоп глазом. В основном телескопы используют для фотографирования небесных объектов или для регистрации их света или спектра с помощью различных электронных детекторов. Для таких работ требуется довольно длительное и чрезвычайно точное сопровождение объекта. Когда телескоп используется для фотографирования тусклых (астрономы говорят — слабых) небесных объектов, экспозиция может составлять несколько часов. Все это время телескоп должен быть нацелен точно на объект. Поэтому, как мы уже знаем, с помощью часового механизма он плавно поворачивается с востока на запад вслед за светилом, компенсируя этим вращение Земли с запада на восток. В принципе достаточно поворачивать телескоп вокруг одной оси, параллельной земной. Ее называют часовой осью, онато и связана с часовым механизмом. Вторую ось, перпендикулярную часовой, называют осью склонений; она служит для исходного наведения телескопа на объект вдоль линии север — юг. Такую конструкцию механической части телескопа называют экваториальной монтировкой. Ее используют практически для всех телескопов, за исключением наиболее крупных, для которых более компактной и дешевой оказалась альт — азимутальная монтировка, когда телескоп следит за светилом, поворачиваясь одновременно с переменной скоростью вокруг двух осей — вертикальной и горизонтальной. Это значительно усложняет работу часового механизма, требуя компьютерного контроля.
Несмотря на наличие у телескопа высокоточного часового механизма, до недавних пор участие астронома — наблюдателя в процессе экспозиции было совершенно необходимым. Он был вынужден с помощью дополнительного телескопа — гида, укрепленного на главном инструменте, следить за точностью сопровождения объекта, компенсируя ошибки работы часового механизма, эффект атмосферной рефракции, а иногда — и атмосферное дрожание изображения. Он также должен быть наводить телескоп на очередные объекты наблюдения, менять фотопластинки или переключать режимы электронной камеры, поворачивать купол башни, чтобы телескоп всегда был направлен в ее открытую щель. Все это приходилось делать в полной или почти полной темноте, чтобы зрение не теряло темновую адаптацию, фотопластинки не засвечивались, а электронные детекторы не страдали от яркого света. Максимум, что мог позволить себе наблюдатель, — это очень слабый свет темно — красного фонаря, почти не разрушающий ночное зрение. Поскольку в башне телескопа исключен какойлибо обогрев, неподвижное бдение у окуляра длинными зимними ночами требовало определенной «морозоустойчивости», а необходимость тонких движений ручками управления телескопом исключала наличие перчаток. При этом работа наблюдателя требовала большого навыка и порой граничила если не с искусством, то со спортом.
Современный телескоп
В последние десятилетия XX в. работа наблюдателя начала меняться. Были автоматизированы наведение телескопа на объекты наблюдения, движение купола вслед за телескопом и работа электронных детекторов света. На крупных телескопах были установлены автогиды — устройства, автоматически удерживающие телескоп точно наведенным на исследуемый объект. В результате постоянное присутствие наблюдателя у телескопа перестало быть необходимым, он снял тулуп и валенки и уютно устроился в отдельном теплом помещении перед экранами управляющих компьютеров. Фактически астронома у телескопа заменили инженеры у компьютера. Теперь работа ученого может ограничиваться тем, что днем он составляет программу ночных наблюдений. Но разве настоящий астроном позволит себе спать, когда на телескопе выполняются исследования по его программе? До утра в зале управления он помогает инженерам, чем может, а днем приступает к обработке полученных данных.
Рис. 3.25. Зеркало 5–метрового Паломарского рефлектора до алюминирования. Сделанное из пирекса (стекло с низким коэффициентом теплового расширения), оно благодаря сотовой структуре имело исходный вес 20 т, а после шлифовки и полировки —14,5 т.
Стремление освободиться от рутинного труда и повысить эффективность работы телескопов привела к тому, что на некоторых обсерваториях были созданы полностью автоматические телескопы — так называемые патрульные камеры, постоянно фиксирующие вид звездного неба. Это неободимо для наблюдения переменных звезд, для поиска новых астероидов и комет, для регистрации метеоров и других неожиданных явлений. Появились также дистанционно управляемые телескопы: астроном теперь может сидеть в своем университетском кабинете, а послушный ему телескоп — располагаться на горной вершине тропического острова. Замечательно, что к некоторым таким телескопам — роботам открыт доступ для любителей астрономии (см.: www.faulkestelescope.com).
Рис. 3.26. Зеркало 3–метрового Ликского рефлектора на шлифовальном станке. Несмотря на сотовую структуру, жесткое зеркало даже сравнительно небольшого диаметра имеет изрядную толщину.
В последние годы создаются телескопы нового поколения с апертурой 8-10 м. Если бы зеркало такого диаметра изготавливалось по старой технологии, оно весило бы сотни тонн. Поэтому используются новые технические принципы: главное зеркало делается либо составным из нескольких небольших зеркал, либо настолько тонким, что само не может поддерживать свою форму и требует специальной механической системы. Крупнейшими сейчас являются 10–метровые телескопы — близнецы «Кек-1» и «Кек-2», установленные в обсерватории Мауна — Кеа (о. Гавайи), и Большой канарский телескоп (Gran Telescopio Canarias, GTC) на о. Пальма. Их зеркала собраны из 36 шестиугольных элементов диаметром по 2 м. Компьютерная система постоянно регулирует их относительное положение для согласованной работы как единого зеркала.
Рис. 3.27.120–дюймовый (305 см) рефлектор «Шейн» Ликской обсерватории (1959 г.).
Немного меньшего размера четыре телескопа VLT (Very Large Telescope), имеющие монолитные зеркала диаметром 8,2 м. Они установлены на вершине горы Серро — Паранал, расположенной в самом сердце безжизненной пустыни Атакама (Чили), в 12 км от тихоокеанского побережья, где условия для астрономических наблюдений почти идеальны. Этот комплекс принадлежит Европейской южной обсерватории (ESO) и успешно работает уже 10 лет. Вскоре приступит к работе и «Большой бинокулярный телескоп» (Large Binocular Telescope, LBT) в обсерватории Маунт — Грэхем (Аризона), имеющий на одной монтировке два 8,4–метровых зеркала.
Тут я должен заметить, что дата рождения большого телескопа — понятие не вполне определенное. Гигантский телескоп — очень сложная машина. Есть несколько моментов, которые можно назвать его «рождением»: установка главного зеркала, первый свет — получение первой фотографии неба, торжественное открытие с разрезанием ленточки в присутствии гостей и начальства (бутылку шампанского о телескоп не разбивают). Один из этих моментов указывают как дату рождения телескопа. Но его окончательная доводка обычно растягивается на годы. Крупные телескопы, как крупные животные, медленно растут и долго не стареют. Они живут и работают по 100 и более лет, постепенно приобретая все большие возможности и принося все более важные результаты. Нередко случается, что телескоп теряет возможность работать не потому, что сам постарел, а потому, что изменилась окружающая среда. Об этом мы поговорим в конце главы, когда речь пойдет об астроклимате. А сейчас — небольшое отступление.
У астрономов сложилась традиция давать крупным телескопам собственные имена. До сих пор это были имена знаменитых ученых или меценатов, чьи усилия и деньги способствовали рождению уникальных научных инструментов. Например, метровые рефракторы «Лик» и «Йеркс», 100–дюймовый рефлектор «Хукер», 10–метровые телескопы «Кек» были названы в честь меценатов, а телескопы 3–5–метрового диаметра «Хейл», «Гершель», «Мейол», «Струве», «Шейн» и «Шайн» — в честь известных астрономов. Уникальному космическому телескопу дали имя знаменитого американского астронома Эдвина Хаббла. Сотрудники ESO в Чили, создающие гигантскую систему VLT из четырех 8–метровых и трех 2–метровых телескопов, решили не отступать от этой традиции и тоже дать своим гигантам имена собственные. Надо сказать, что это очень удобно, когда длинные технические обозначения заменяют простыми именами. Учитывая местные традиции, этим телескопам решили дать имена, почерпнутые из языка народа мапуче, живущего в южной части Чили. Отныне восьмиметровые телескопы называют в порядке их рождения так: «Анту» (Солнце), «Куйен» (Луна), «Мелипаль» (Южный Крест) и «Йепун» (Венера). Красиво, хотя запомнить с первого раза сложновато.
Таблица 3.3
Шесть поколений телескопов-рефлекторов
| Главное зеркало Материал | Главное зеркало Форма | Монтировка | Башня | Место установки | Прототип | |
| I | Металлический сплав спекулум | Парабола | Деревянная, альт-азимутальная | Отсутствует | Во дворе | 20–футовый В. Гершеля (=0,5 м), 1783 г. |
| II | Зеркальное стекло | Парабола | Жесткий экваториал | Полусферический купол | Близ университета | 2,5 м, Маунт-Вилсон, 1917 г. |
| III | Стекло пирекс | Парабола, ячеистая | Компенсация гнутия | Купол, солнцезащитное покрытие | Горы на континенте | 5 м, Маунт-Паломар, 1948 г. |
| IV | Ситалл | Гипербола, Ричи-Кретьен | Альт-азимутальная | Купол на высокой башне | Высокие и сухие горы | 3,5–4 м, Чили, Аризона, 1975 г. |
| V | Кварц, сервит, церодур, бериллий, алюминий | Тонкое, гибкое (=8–9 м); составное, от 2 до 91 сегмента (=10–11 м) | Короткая труба, активная оправа зеркала | Раздвижной купол или прямоугольный павильон, вентиляция башни | Острова в океане, сухие горы | 4-11 м, Гавайи, Канары, Чили, США, Ю. Африка, 1980–2000 гг. |
| VI | Космические телескопы. Классический пример — «Хаббл» (NASA), =2,4 м, 1990 г. |
Нужно сказать, что и сами астрономы поначалу запутались в этих именах. Назвав четвертый телескоп звучным индейским именем Йепун (Yepun), ученые перевели его смысл как «ярчайшая звезда ночного неба», а поскольку таковой является Сириус, то астрономы были уверены, что именем этой звезды они и назвали свой телескоп. Однако, когда «крестины» телескопов уже состоялись, некоторые специалисты по языкам усомнились в правильости этого перевода и провели дополнительные изыскания. Не такто легко оказалось найти знатоков почти вымершего языка. Но все же удалось выяснить, что слово «йепун» означает не «ярчайшая звезда ночи» (т. е. Сириус), а «вечерняя звезда» и относится оно к планете Венере. Заметим, что индейцы мапуче, как и многие древние народы, не отождествляли «вечернюю звезду» и «утреннюю звезду» с одной планетой Венерой в ее разных положениях относительно Солнца, а считали их двумя разными светилами. Итак, четвертый 8–метровый телескоп ЕЮО, нареченный как «Йепун», носит имя «вечерней звезды» — Венеры. Весьма достойное астрономическое имя, хотя и не такое «звездное», как было изначально задумано.
Хотя ни один большой телескоп не повторяет предыдущие, а несет в себе новые инженерные элементы, все же эволюцию крупнейших телескопов — рефлекторов можно представить в виде смены нескольких поколений (табл. 3.3).
Каковы же особенности наземных телескопов последнего, пятого поколения? Этих особенностей много: они и в материалах, и в технологиях, и в принципиально новых идеях, уже воплощенных или ждущих своего часа. Главная черта новых телескопов — отказ от жесткого зеркала. Теперь поддержание идеальной формы главного зеркала и вообще заданных оптических параметров телескопа возложено на систему активной оптики. Что это такое?
Активная оптика
Система активной оптики — это автоматическая система для поддержания идеальной формы и правильного расположения оптических элементов телескопа — рефлектора, прежде всего его главного и вторичного зеркал. Идеальную форму (параболоида, гиперболоида или сферы, в зависимости от оптической схемы телескопа) стараются придать зеркалам при их изготовлении на оптическом предприятии, но нередко при этом остаются невыявленные дефекты. В дальнейшем качество зеркал ухудшается при их транспортировке в обсерваторию и сборке телескопа в башне. Во время эксплуатации телескопа его элементы подвергаются переменным механическим и термическим нагрузкам, вызванным поворотами телескопа при его наведении на объекты наблюдения, суточными перепадами температуры и т. п. Особенно сильно искажают форму главного зеркала телескопа его повороты по высоте, они же приводят к переменному гнутию конструкции телескопа, сбивая настройку оптических элементов.
Исторически поддержание формы оптических элементов телескопа основывалось на их жесткости. Как мы уже знаем, к концу XIX в. телескопы — рефракторы приблизились к своему пределу: с ростом диаметра и веса линз поддерживать их форму становилось все сложнее, поскольку крепление линзы возможно лишь по ее периметру. Когда диаметр линзовых объективов достиг 1 м, технические возможности оказались исчерпаны: два крупнейших в мире линзовых телескопа: рефракторы Ликской (91 см) и Йерксской (102 см) обсерваторий — никогда не будут превзойдены, во всяком случае до тех пор, пока линзы делают из стекла, а сами телескопы располагаются на поверхности Земли, в условиях обычной силы тяжести.
Рис. 3.28. Принципиальная схема системы активной оптики, применяемой на Европейской южной обсерватории.
Проблему деформации объектива удалось решить путем перехода к телескопам — рефлекторам: жесткая монтировка телескопа поддерживает зеркальный диск объектива по всей его нижней поверхности, препятствуя изгибу. Теперь такие оптические системы называют пассивными. Вес зеркала удавалось значительно снизить без потери жесткости, придав ему форму пчелиных сот и оставив сплошной только верхнюю, зеркальную поверхность. Наконец, для наиболее крупных зеркал диаметром 2,5–6,0 м была разработана механическая система разгрузки. Она поддерживает зеркало снизу в нескольких точках так, что сила упора зависит от положения телескопа: чем ближе к зениту смотрит телескоп, а значит, чем более горизонтально расположено его главное зеркало, тем сильнее упираются в него снизу поддерживающие «пальцы», не позволяя зеркалу прогибаться. Фактически это стало первым шагом к системе активной оптики.
Главная особенность современных астрономических систем активной оптики — электронная линия обратной связи, позволяющая контролировать качество изображения и при необходимости исправлять его, управляя деформацией главного зеркала и перемещая вторичное зеркало телескопа. Контроль выполняется по изображению гидировочной звезды, которая выбирается на небе вблизи от изучаемого объекта и одновременно используется для точного ведения телескопа за объектом (гидирования). Размещенный у выходного зрачка телескопа анализатор волнового фронта исследует изображение звезды, пропущенное через матрицу из множества небольших линз (например, 30x30 линз). Каждая линза строит изображение звезды, которое регистрируется ПЗС — камерой. Разработано несколько способов выявления кривизны волнового фронта: по взаимному положению изображений, построенных каждой линзой, по степени их контраста и др. Чтобы результат анализа не зависел от случайного атмосферного дрожания изображения, измерения накапливаются и усредняются на интервалах в 20–30 секунд. По данным анализатора волнового фронта компьютер вырабатывает управляющие сигналы, которые усиливаются и передаются на многочисленные механические домкраты (актюаторы), упирающиеся снизу с необходимым усилием в главное зеркало, а также слегка перемещающие вторичное зеркало.
Рис. 3.29. Оправа главного зеркала одного из телескопов VLT. Видны выступающие вверх «пальцы» 150 актюаторов, управляющих формой 8,2–метрового зеркала.
Рис. 3.30. Актюаторы главного зеркала VLT.
При наличии системы активной оптики требования к главному зеркалу телескопа меняются принципиально: оно должно быть не предельно жестким, как раньше, а достаточно мягким, чтобы поддаваться управлению. Поэтому у современных крупных телескопов главное зеркало либо относительно тонкое (например, при диаметре 8–9 м имеет толщину всего 20 см), либо состоит из нескольких независимых элементов (например, у 10–метровых телескопов «Кек-1» и «Кек-2» главное зеркало составляют 36 гексагональных двухметровых пластин). Тонкое и легкое зеркало объектива позволяет существенно облегчить всю конструкцию телескопа. К тому же такое зеркало быстро принимает температуру окружающего воздуха, а это снимает проблему термических деформаций.
Рис. 3.31. Зеркало диаметром 8,3 м японского телескопа «Субару» в процессе монтажа.
Рис. 3.32. Телескоп «Субару» в башне на вершине Мауна-Кеа. При диаметре зеркала 8,3 м телескоп весит 500 т. Фокусное расстояние главного зеркала 15 м.
Рис. 3.33. Зеркало телескопа «Субару» в процессе тестирования (до алюминирования). Изготовлено оно из стекла ULE (ultralow thermal expansion glass). Обратите внимание на его малую толщину — всего 20 см. Вес зеркала 22,8 т. Его формой управляет 261 актюатор.
Первая система активной оптики была реализована в 1989 г. на 3,5- метровом «Телескопе новых технологий» (New Technology Telescope, NTT) Европейской южной обсерватории (Ла-Силья, Чили). В 1992 г. подобная система была создана для управления главным сегментным зеркалом 10–метрового телескопа «Кек-1» (Мауна-Кеа, Гавайи). Затем полностью активной оптической системой были оснащены четыре главных 8,2–метровых телескопа с тонкими монолитными зеркалами, входящие в состав «Очень большого телескопа» (VLT) Европейской южной обсерватории (Паранал, Чили). Сейчас все наземные телескопы диаметром 8-10 м имеют систему активной оптики. В будущем такие системы станут применяться и на крупных космических многозеркальных телескопах, подверженных тепловой деформации. При эом они будут давать идеальные изображения, качество которых ограничено только дифракцией света.
Но у наземных телескопов есть свой враг — атмосфера. Хотя при использовании активной оптики их собственное качество становится практически идеальным, качество получаемого ими изображения ограничено нестабильностью атмосферы, для подавления которой предназначена система адаптивной оптики. А что это такое?
Адаптивная оптика
Система адаптивной оптики — это автоматическая система, предназначенная для исправления в реальном времени атмосферных искажений изображения, построенного телескопом. Сейчас системы адаптивной оптики применяются в оптических и инфракрасных теле скопах наземного базирования для увеличения четкости изображения. Они особенно необходимы также для работы астрономических интерферометров, используемых для измерения размеров звезд и поиска их близких спутников, особенно планет. Системы адаптивной оптики имеют и неастрономические приложения: например, когда требуется наблюдать форму искусственных спутников Земли с целью их опознания. Разработка систем адаптивной оптики началась в 1970–е гг. и приобрела особый размах в 1980–е гг. в связи с программой «звездных войн», включавшей разработку лазерного противоспутникового оружия наземного базирования. Первые штатные системы адаптивной оптики начали работать на крупных астрономических телескопах в районе 2000 г.
На первый взгляд кажется, что исправить атмосферное искажение изображений в принципе невозможно. Откуда мы знаем, каким было исходное изображение и как именно его испортила неоднородная атмосфера? Тем не менее это возможно! Давайте познакомимся с принципом работы этой удивительной системы. Это величайшее достижение оптической астрономии, и оно достойно подробного рассмотрения.
Атмосферные помехи. Идущие от космических источников лучи света, проходя сквозь неоднородную атмосферу Земли, испытывают сильные искажения. Например, волновой фронт света, приходящего от далекой звезды (которую можно считать бесконечно удаленной точкой), на внешней границе атмосферы имеет идеально плоскую форму, но пройдя сквозь турбулентную воздушную оболочку и достигнув поверхности Земли, он становится похож на волнующуюся морскую поверхность. Это приводит к тому, что изображение звезды превращается из «точки» в непрерывно дрожащую и бурлящую кляксу. При наблюдении невооруженным глазом мы воспринимаем это как быстрое мигание и дрожание звезд, а при наблюдении в телескоп вместо «точечной» звезды видим дрожащее и переливающееся пятно; изображения близких друг к другу звезд сливаются и становятся неразличимы по отдельности; протяженные объекты — Луна и Солнце, планеты, туманности и галактики — теряют резкость, у них становятся неразличимыми мелкие детали. Обычно на фотографиях, полученных телескопами, угловой размер мельчайших деталей равен 2–3", на лучших обсерваториях он изредка составляет 0,5". Следует иметь в виду, что при отсутствии атмосферных искажений телескоп с объективом диаметром в 1 м дает угловое разрешение около 0,1", а с объективом в 5 м — 0,02". Фактически такое высокое качество изображения у обычных наземных телескопов никогда не реализуется изза искажающего влияния атмосферы.
Пассивный метод борьбы с атмосферными искажениями заключается в том, что обсерватории строят на вершинах гор, обычно на высоте 2–3 км, выбирая при этом места с наиболее прозрачной и спокойной атмосферой. Но строить обсерватории и работать на высоте более 4,5 км практически невозможно. Поэтому даже на самых лучших высокогорных обсерваториях большая часть атмосферы располагается все же выше телескопа и существенно портит изображения.
Роль астронома — наблюдателя. Вообще говоря, задачу «получить изображение лучше, чем позволяет атмосфера», в астрономии решают разными средствами. Исторически, в эпоху визуальных наблюдений в телескоп, астрономы научились внимательно ловить моменты хорошего изображения. В силу случайного характера атмосферных искажений в некоторые мгновения эти искажения на короткое время становятся незначительными, и в изображении проявляются мелкие детали. Наиболее опытные и настойчивые наблюдатели часами караулили эти моменты и смогли таким образом зарисовать очень тонкие детали поверхности Луны и планет, а также обнаружить и измерить очень тесные двойные звезды. Но крайняя необъективность этого метода ярко проявилась в истории с марсианскими каналами: одни наблюдатели их видели, другие — нет.
Применение в астрономии фотопластинок позволило выявить множество новых объектов, недоступных глазу изза их низкой яркости. Однако фотоэмульсия при слабой освещенности имеет очень малую чувствительность к свету, поэтому в начале XX в. при астрономическом фотографировании требовались многочасовые экспозиции. За это время атмосферное дрожание заметно снижает качество изображения по сравнению с визуальным. Некоторые астрономы пытались бороться с этим явлением, самостоятельно выполняя функции активной и отчасти адаптивной оптических систем. Так, американские астрономы Джеймс Килер (1857–1900) и Вальтер Бааде (1893–1960) регулировали во время экспозиции фокус телескопа, наблюдая с очень большим увеличением (около 3000 раз) форму комы звезды на краю поля зрения. А известный конструктор телескопов Джордж Ричи разработал особую фотокассету на подвижной платформе — так называемую «кассету Ричи», с помощью которой можно быстро выводить фотопластинку из фокуса телескопа, заменяя ее фокусировочным прибором (нож Фуко), а затем возвращать кассету точно в прежнее положение. Во время экспозиции Ричи несколько раз отодвигал кассету, когда чувствовал, что нужно поправить фокус. К тому же Ричи непрерывно наблюдал за качеством изображения и его положением в окуляр, размещенный рядом с кассетой, при этом он постоянно поправлял положение кассеты и научился быстро закрывать затвор, когда изображения становились плохими. Эта работа требовала от астронома очень высокого напряжения, но зато Ричи получил таким способом великолепные фотографии спиральных галактик, на которых впервые стали видны отдельные звезды; эти прекрасные снимки воспроизводились во всех учебниках XX в. Однако широкого применения кассета Ричи не получила ввиду большой сложности работы с ней.
Развитие фото- и видеотехники позволило быстро фиксировать изображение объекта в режиме киносъемки с последующим отбором наиболее удачных изображений. Были разработаны и более тонкие методы апостериорного анализа изображений, например, методы спекл-интерферометрии, позволяющие выявлять в размытом атмосферой пятне расположение и яркость объектов с заранее известными свойствами, таких как «точечные» звезды. Математические методы восстановления изображений также позволяют повышать контраст и выявлять мелкие детали. Но все эти методы неприменимы в процессе наблюдения.
Принципы адаптивной оптики. Запуск на орбиту в 1990 г. оптического телескопа «Хаббл» диаметром 2,4 м и его чрезвычайно эффективная работа в последующие годы доказали большие возможности телескопов, не обремененных атмосферными искажениями. Но высокая стоимость создания и эксплуатации космического телескопа заставила астрономов искать пути компенсации атмосферных помех у поверхности Земли. Появление быстродействующих компьютеров и, не в последнюю очередь, желание военных создать систему космического оружия с лазерами наземного базирования сделали актуальной работу по компенсации атмосферных искажений изображения в реальном времени. Система адаптивной оптики, выравнивая и стабилизируя фронт прошедшего сквозь атмосферу излучения, дает возможность не только получать в фокусе телескопа четкое изображение космического объекта, но и выводить с Земли в космос остро сфокусированный луч лазера. К счастью, военные устройства такого типа реализованы не были, но проделанная в этом направлении работа чрезвычайно помогла астрономам почти полностью реализовать теоретические параметры крупных телескопов по качеству изображения.
Обычно адаптивная система работает совместо с системой активной оптики, поддерживающей конструкцию и оптические элементы телескопа в идеальном состоянии. Действуя совместно, системы активной и адаптивной оптики приближают качество изображения к предельно высокому, определяемому принципиальными физическими эффектами (в основном дифракцией света на объективе телескопа).
В принципе системы активной и адаптивной оптики подобны друг другу. Обе они содержат три основных элемента: 1) анализатор изображения, 2) компьютер с программой, вырабатывающей сигналы коррекции, и 3) исполняющие механизмы, изменяющие оптическую систему телескопа так, чтобы изображение стало «идеальным». Количественное различие между этими системами состоит в том, что коррекцию недостатков самого телескопа (активная оптика) можно проводить сравнительно редко — с интервалом от нескольких секунд до 1 минуты, но исправлять помехи, вносимые атмосферой (адаптивная оптика), необходимо значительно чаще — от нескольких десятков до нескольких тысяч раз в секунду. Ясно, что с такой высокой частотой система адаптивной оптики не может изменять форму массивного главного зеркала телескопа и вынуждена управлять формой специального дополнительного легкого и мягкого зеркала, установленного у выходного зрачка телескопа
Реализация адаптивной оптики. Впервые на возможность коррекции атмосферных искажений изображения при помощи деформируемого зеркала указал в 1953 г. американский астроном Хорее Бэбкок (Babcock Н. W., 1912–2003). Для компенсации искажений он предложил использовать отражение света от масляной пленки, поверхность которой деформируется электростатическими силами. Тонкопленочные зеркала с электростатическим управлением разрабатываются для аналогичных целей и в наши дни, хотя более популярным исполнительным механизмом служат пьезоэлементы с зеркальной поверхностью.
Плоский фронт световой волны, пройдя сквозь атмосферу, искажается и вблизи телескопа имеет довольно сложную структуру. Для характеристики искажения обычно используют параметр r0 — радиус когерентности волнового фронта, определяемый как расстояние, на котором среднеквадратическая разность фаз достигает 0,4 длины волны. В видимом диапазоне, на волне длиной 500 нм, в подавляющем большинстве случаев r0 лежит в интервале от 2 до 20 см; условия, когда r0=10 см, нередко считаются типичными. Угловое разрешение крупного наземного телескопа, работающего через турбулентную атмосферу с применением длительной экспозиции, равно разрешению идеального телескопа диаметром r0, работающего вне атмосферы. Поскольку значение r0 возрастает приблизительно пропорционально длине волны излучения (r06/5), атмосферные искажения в инфракрасном диапазоне существенно меньше, чем в видимом.
Для небольших наземных телескопов, диаметр которых сравним с Го, можно считать, что в пределах объектива волновой фронт плоский и в каждый момент времени наклонен случайным образом на некоторый угол. Наклон фронта соответствует смещению изображения в фокальной плоскости, или, как говорят астрономы, дрожанию (в физике атмосферы принят термин «флуктуации угла прихода»). Для компенсации дрожания в таких телескопах достаточно ввести плоское управляемое зеркало, наклоняющееся по двум взаимно перпендикулярным осям. Опыт показывает, что такое простейшее исполнительное устройство в системе адаптивной оптики малого телескопа весьма существенно повышает качество изображения при длительных экспозициях.
У телескопов большого диаметра (D) на площади объектива укладывается порядка (D/r0)2 квазиплоских элементов волнового фронта. Этим числом и определяется сложность конструкции компенсирующего зеркала, т. е. количество пьезоэлементов, которые, сжимаясь и расширяясь под действием управляющих сигналов, с высокой частотой (до тысяч герц) изменяют форму «мягкого» зеркала. Нетрудно оценить, что на крупном телескопе (D=8-10 м) полное исправление формы волнового фронта в оптическом диапазоне потребует корректирующего зеркала с (10 м/10 см)2=10 000 управляемых элементов. При нынешнем развитии систем адаптивной оптики это практически невыполнимо. Однако в близком инфракрасном диапазоне, где значение r0 = 1 м, корректирующее зеркало должно содержать около 100 элементов, что вполне достижимо. Например, система адаптивной оптики «Интерферометра Очень большого телескопа» (VLTI) Европейской южной обсерватории в Чили имеет корректирующее зеркало из 60 управляемых элементов.
Рис. 3.35. Мгновенное изображение яркой звезды, Веги, полученное французским астрономом А. Лабейри на 5–метровом Паломарском телескопе при атмосферном качестве изображений 1,5". Именно такой угловой диаметр имеет вся эта «клякса» на фото, но состоит она из множества мелких частей — спеклов, каждый размером около 0,02". Спеклы — это результат интерференции света, прошедшего через объектив телескопа и получившего случайные фазовые задержки при прохождении через атмосферу.
Для выработки сигналов, управляющих формой корректирующего зеркала, обычно анализируется мгновенное изображение яркой одиночной звезды. В качестве приемника используется анализатор волнового фронта, размещенный у выходного зрачка телескопа. Сквозь матрицу из множества небольших линз свет звезды попадает в ПЗС-камеру, сигналы которой оцифровываются и анализируются компьютером. Управляющая программа, изменяя форму корректирующего зеркала, добивается того, чтобы изображение звезды имело идеально «точечный» вид. По сути, в этомто и заключается главная идея астрономической системы адаптивной оптики: нам заранее известно, каким в идеальном телескопе должно быть изображение звезды! Звезда должна выглядеть точкой (точнее, маленьким дифракционным кружочком). Искривив мягкое зеркало так, чтобы изображение звезды стало точкой, мы сделаем четкими и изображения всех соседних с ней объектов!
Эксперименты с системами адаптивной оптики начались в конце 1980–х гг., а к середине 1990–х гг. уже были получены весьма обнадеживающие результаты. Одним из первых телескопов, на которых тестировалась система компенсации атмосферных искажений, в 1992 г. стал уже знакомый нам старенький 60–дюймовый «Хейл» обсерватории Маунт — Вилсон. 69–канальная система адаптивной оптики позволила повысить его угловое разрешение с 0,5–1,0" до 0,07". С 2000 г. практически на всех крупных телескопах используются такие системы, позволяющие довести угловую разрешающую способность телескопа до его физического (дифракционного) предела. В конце ноября 2001 г. система адаптивной оптики начала работать на 8,2–метровом телескопе «Йепун» (VLT, Чили). Это существенно улучшило качество наблюдаемой картины: теперь угловой диаметр изображений звезд составляет 0,07" в спектральном диапазоне К (2,2 мкм) и 0,04" в диапазоне J (1,2 мкм).
Читать бесплатно другие книги:
