2 месяца назад
Нету коментариев

После смерти Вильяма Гершеля дело продолжил его сын — Джон Гершель. Выполняя замысел отца, он рас­пространил его исследования на Южное полушарие не­бесной сферы, в результате чего число известных туман­ностей без малого удвоилось.

Джон Гершель, доживший до второй половины про­шлого столетия, тоже стал видным астрономом, хотя и не достиг славы отца. Впрочем, он к этому как будто и не стремился, занимаясь астрономическими исследова­ниями, скорее, в силу моральных обязательств.

При всем том это был незаурядный, блестяще ода­ренный человек, обладавший широким кругом интере­сов, к числу которых принадлежала и поэзия. История науки, прежде всего астрономии, обязана Джону Гершелю еще и тем, что он едва ли не первый обратил внимание на новооткрытый фотографический процесс как на средство научного исследования. Между прочим тер­мин, «фотография» был введен в употребление именно им.

Итак, появление больших телескопов позволило от­крыть мир туманностей. Тысячи объектов такого рода были каталогизированы и, так сказать, разложены по полочкам в соответствии с их кажущимися формами и структурой. Именно «кажущимися», ибо нет в астроно­мии объектов более трудных для визуальных наблюде­ний, чем туманности, даже туманности сравнительно яркие и даже при наблюдениях в крупный телескоп.

Очень скоро выяснилось, что формы туманностей от­нюдь не являются их однозначной характеристикой. Действительно, рисунки одних и тех же Объектов, вы­полненные разными наблюдателями, порою оказывались драматически несхожими. Впрочем, на то есть понятная причина. Даже самые яркие туманности, рассматривае­мые в телескоп диаметром менее метра, кажутся до­вольно слабыми. Поэтому наблюдатель волей-неволей вынужден пользоваться так называемым «боковым зре­нием», более чувствительным, но несравненно менее острым. Попробуйте, например, разобрать название га­зеты с помощью бокового зрения. Вы видите, что назва­ние есть, что оно состоит из отдельных букв, но прочти­те эти буквы или хотя бы сосчитайте их! Так получа­лось и с туманностями.

Нужен был объективный способ регистрации их изо­бражений, да еще такой, который обладал бы очень вы­сокой чувствительностью к свету. Такой способ — фото­графия в принципе существовал в середине XIX в., но чувствительность тогдашних фотоматериалов была слишком уж низкой. Звезды удавалось фотографиро­вать, но до туманностей дело пока не доходило. Во вся­ком случае в популярных руководствах по астрономии» издававшихся еще в первые годы нашего столетия, встречаются параграфы, озаглавленные, скажем, «Труд­ности при зарисовке туманностей».

Таким образом, нужен был еще один технологиче­ский скачок, чтобы исследование туманностей двинулось дальше. Этот скачок совершился в свое время с неиз­бежностью, характерной для процесса общего развития производительных сил. Но и до того в исследовании туманностей, в том числе планетарных, произошло нечто новое.

Известно, что на протяжении XIX в. одной из цент­ральных проблем ‘быстро мужавшей физики было изу­чение природы света. В первой трети столетия сложи­лись экспериментальные и теоретические основы волно­вой оптики. Совершенствовались и оптические приборы, прежде всего те, в которых использовалась линзовая, преломляющая оптика.

Телескопы с линзовыми объективами, или рефрак­торы, исторически старше отражательных телескопов — рефлекторов. Трудно сказать, кто изобрел рефрактор, но, как известно, впервые в астрономических наблюде­ниях его применил Галилей в начале XVII в. Первые системы рефлекторов появились несколько десятилетий спустя.

Надо сказать, что в начале XVIII в. астрономические телескопы — и рефракторы, и рефлекторы, были весьма несовершенными приборами прежде всего с оптической точки зрения. Одиночные линзы, служившие в качестве объективов и окуляров рефракторов, давали изображе­ния, испорченные хроматической аберрацией (причина ее, как известно, заключается в том, что одиночная лин­за фокусирует лучи разных цветов в различных точках своей оптической оси). Для того, чтобы ослабить это яв­ление, приходилось строить телескопы очень малой све­тосилы, т. е. с большим фокусным расстоянием при ма­лом диаметре объектива. В результате телескоп с объ­ективом около 10 см вытягивался в длину до 10 м. Если вспомнить, что в те времена для подвески и наведения телескопов использовались весьма примитивные конст­рукции из деревянных балок и канатов, не трудно во­образить те муки, которые испытывали при наблюде­нии с такими оптическими ихтиозаврами.

Зеркальные телескопы были, казалось, выгоднее, по­скольку не страдали хроматической аберрацией и в принципе обеспечивали лучшее изображение при боль­шей светосиле. Однако были трудности с материалом для зеркал и не существовало достаточно точных спосо­бов контроля их поверхностей. Здесь почти все зависело от интуиции и искусства оптика, вот, в частности, поче­му телескопы Гершеля были уникальными.

Общественные потребности того времени склонялись в пользу рефракторов, относительно более простых и устойчивых с точки зрения механического устройства. Морякам, военным и топографам нужны были точные оптические угломерные инструменты и компактные проч­ные подзорные трубы и бинокли. Ну и, наконец, очень многим нужны были обычные очки. Видимо, все это предопределило развитие. оптико-механических произ­водств, ориентированных именно на преломляющую оп­тику. Изготовление отражательной оптики оставалось уделом немногочисленных мастеров, обслуживавших по­требности науки.

Развитие прикладной оптики вместе с прогрессом оптики теоретической принесло свои плоды, и в начале XIX в. появились так называемые ахроматические лин­зы, в которых, благодаря сочетанию двух линз из стекла с различными показателями преломления, хроматиче­ская аберрация была значительно ослаблена. Появились сравнительно крупные светосильные объективы для аст­рономических рефракторов, и на протяжении всего XIX столетия этот тип телескопов почти монопольно владел симпатиями астрономов.

Работы по совершенствованию теории и практики преломляющей оптики не могли не оживить исследова­ний физической проблемы преломления света. И здесь в нашем повествовании появляется еще один талантли­вейший самоучка, вошедший в историю науки, — Йозеф Фраунгофер.

Фраунгофер известен главным образом как оптик, увековечивший свое имя в первой теоретически обосно­ванной конструкции реального ахроматического объек­тива и изготовивший несколько первоклассных астроно­мических инструментов с такими объективами. Один из инструментов работы Фраунгофера диаметрам около 20 см был в свое время приобретен выдающимся рус­ским астрономом В. Я. Струве для обсерватории Дерпт­ского университета.

Проблемы, с которыми первоначально столкнулся Фраунгофер, были сугубо прикладными. Например, для расчета ахроматического объектива нужно было знать показатели преломления стекла, которые приходилось измерять в лаборатории, исследуя специально запасен­ные для этого образцы. Поскольку показатель прелом­ления оптических сред зависит от длины волны света, при измерениях нужно было использовать монохрома­тические, одноцветные световые пучки.

Специальных лабораторных источников монохрома­тического света в те времена не существовало и естест­венно было использовать для этой цели солнечный свет, предварительно разделенный призмой на составляющие его цвета. (Вспомним, что явление разложения белого света в спектр было открыто еще Ньютоном.) Так вот, экспериментируя подобным образом, Фраунгофер об­наружил, что солнечный спектр пересечен множеством вертикальных темных полосок; он насчитал их более 500. Проверки показали, что эти темные полоски, позд­нее названные фраунгоферовыми линиями, присущи са­мому излучению, приходящему к нам с поверхности Солнца. Вскоре такие же линии были обнаружены и в спектрах планет. В исторической ретроспективе можно утверждать, что в тот момент, когда в 1814 г. 27-летний Фраунгофер обнаружил свои темные полоски в солнеч­ном спектре, было положено начало созданию мощней­шего инструмента познания природы — спектрального анализа.

Спектральный анализ как способ изучения химиче­ского состава вещества окончательно сформировался в начале 60-х годов прошлого века и сразу же привлек внимание астрономов. Действительно, появилась надеж­да узнать, из чего состоят бесконечно далекие, совер­шенно не досягаемые в прямом смысле этого слова кос­мические тела. Всего лишь за четверть века, даже за 10 лет до того, эта проблема представлялась абсолютно неразрешимой. Так, в 1835 г. известный философ-пози­тивист Огюст Конт писал в своем учебнике о небесных телах, что «…никогда, никакими средствами мы не смо­жем изучить их химический состав…» Химический со­став Солнца стал в общих чертах известен менее чем через 35 лет — в историческом аспекте буквально «на завтра». Извлечем из этого исторического анекдота по­лезный опыт: опасно пытаться ставить пределы знанию.. Итак, спектральный анализ начал свое триумфаль­ное шествие в астрономии. Естественно, что прежде всего занялись исследованием спектров ярких небесных тел — Солнца, планет и ярких звезд. Не столь уж мно­гочисленные тогда профессиональные астрономы, по­глощенные этими исследованиями (уместно назвать их первыми астрофизиками), были заняты «по горло». До более слабых объектов — в том числе туманностей — у них еще не доходили руки.

Поэтому мы опять должны заговорить о любителе астрономии, внесшем весомейший вклад в исследова­ние проблемы туманностей. Англичанин Вильям Хэг­гинс был состоятельным человеком. Достаточно состоя­тельным, чтобы обзавестись своим собственным рефрак­тором диаметром в 20 см — внушительным для середи­ны прошлого века инструментом.

Хэггинс увлекся спектральным анализом и принял­ся изучать спектры различных небесных тел. Он видел спектры планет, казавшиеся копией фраунгоферового спектра Солнца с темными линиями на светлом непре­рывном фоне, и спектры звезд, похожие на солнечный спектр. Но вот в 1864 г. он навел свой спектрограф на яркую, известную со времен Гершеля планетарную ту­манность в созвездии Дракона и, надо думать, очень удивился. Спектр туманности состоял из трех светлых линий на темном фоне, т. е. коренным образом отли­чался от спектров всех прочих светил. Вскоре выясни­лось, что спектр другой яркой туманности в созвездии Ориона имеет ту же особенность. Естественно, открытие Хэггинса привлекло всеобщее внимание и в недалеком будущем стало ясно, что многие из наиболее ярких ту­манностей имеют родственный, но ни на что другое не похожий спектр.

Современному астроному, избалованному техникой XX столетия, трудно представить себе, какой «катор­гой», должно быть, были эти первые спектроскопиче­ские наблюдения туманностей. Вспомним, что фотогра­фия еще не использовалась и положения спектральных линий определялись путем фиксации угла поворота оку­лярной части спектроскопа. Ранее мы говорили о том, как трудно вообще наблюдать туманности визуально. А ведь тут приходилось наводить нить микрометра на слабенькую спектральную линию, в которой сосредото­чивалась лишь часть света туманности. А еще — неиз­бежные потери света в оптике спектроскопа…

Тем не менее и Хэггинс, и другие, пошедшие по его стопам астрономы, наблюдали. Более того, даже пыта­лись измерять крохотные смещения спектральных ли­ний из-за эффекта Доплера, вызванного относительным движением Земли и небесного тела. Только в 80-х го­дах прошлого века, и не без деятельного участия того же Хэггинса, в астроспектроскопию пришла фотогра­фия и бесповоротно вытеснила визуальные наблюдения. В XX в. стали использоваться уже фотоэлектрические методы, еще более точные и чувствительные.

Первые работы по спектроскопии туманностей не остались незамеченными и в России. Крупнейший рус­ский астроном Ф. А. Бредихин одним из первых повто­рил наблюдения Хэггинса. Впоследствии русская наука дала мировой астрономии таких выдающихся астроспек­троскопистов, как А. А. Белопольский, Г. А. Тихов, Г. А. Шайн, В. А. Алыбицкий, и других.

Открытие особого характера спектра планетарных и диффузных туманностей было, без сомнения, важней­шим фактом истории их изучения с момента самого от­крытия этих объектов. Спектральные наблюдения раз­решили первую изначальную загадку, связанную с пла­нетарными туманностями: ответили на вопрос, из че­го — звезд или газа — они состоят.

Нет ничего странного в том, что Гершель, убедив­шись, что многие «туманности» при наблюдении в его телескоп распадаются на крохотные звездочки, счел это общим свойством. Первое время он решительно считал все туманности звездными системами, настолько уда­ленными, что даже его телескопы не разрешали их на отдельные звезды. Однако высказав эту гипотезу, Гер­шель, как и свойственно истинному ученому, не уставал вновь и вновь проверять ее в свете дополнительных фактов и новых соображений. В итоге в конце жизни он пересмотрел свои первоначальные представления и заявил, что по крайней мере некоторые туманности должны состоять не из звезд, а из разреженной кос­мической материи — «тумана», газа, пыли — в те време­на это не конкретизировалось. Более того, Гершель по­строил величественную эволюционную схему, в кото­рой разреженная материя конденсировалась в звезды под действием силы тяготения, а звезды собиралась в скопления и более сложные и массивные системы. Лю­бопытно, что, несмотря на незрелость и наивность фи­зических, да и многих астрономических представлений своего времени, Гершель сумел создать эволюционную схему, которая в общих чертах соответствует современ­ным данным.

Не вдаваясь в детали космогонических воззрений Гершеля, заметим, что планетарные туманности со сво­ими правильными очертаниями и равномерным распре­делением яркости всегда плохо укладывались в его общие космогонические построения. На первых порах, когда Гершель считал, что все туманности состоят из звезд, ему приходилось принимать огромную простран­ственную плотность звезд для того, чтобы объяснить равномерность распределения яркости в планетарных туманностях. Позднее, в схеме гравитационного взаимо­действия звезд и разреженной космической материи, возникли трудности с объяснением кольцевого строе­ния некоторых планетарных туманностей. В самом де­ле, если газ под действием тяготения собирается в звез­ду, то его плотность должна расти к центру. Почему же тогда у иных планетарных туманностей яркое газо­вое кольцо обрамляет слабенькую звездочку, одиноко висящую в темной и, очевидно, пустой внутренности кольца (см. снимок на обложке)?

Мы уже говорили о большой скромности и осторож­ности Гершеля, который никогда не объявлял свои тео­ретические построения, так сказать, истиной в послед­ней инстанции. Вот и с планетарными туманностями: Гершель, по сути дела, оставил своим научным потом­кам свободу выбора. Планетарные туманности могли считаться и звездными, и газовыми образованиями. Та­ким образом, первые спектроскопические наблюдения разрешили почти вековую загадку. Стало ясно, что пла­нетарные туманности состоят из разреженного вещест­ва, ибо только так можно было объяснить своеобраз­ный вид их спектров. Впрочем, как это обычно случает­ся в науке, долгожданный ответ породил множество новых вопросов и проблем.

Первым из них был вопрос о том, что же представ­ляет собою это разреженное вещество? Обратившись к работам Гершеля, его последователи могли почерп­нуть лишь идеи типа: «светящаяся материя в состоя­нии, совершенно отличном от состояния материи в Солнце и звездах», которая светится наподобие «элек­трического флюида в северных сияниях». Будем спра­ведливы. Более конкретные и обоснованные представ­ления о веществе планетарных туманностей сложились лишь через 120 лет после того, как были написаны ци­тированные слова.

Наверное, не столько под влиянием идей Гершеля, сколько под впечатлением новых для тогдашней экспе­риментальной физики опытов с электрическим разря­дом, ученые решили, что планетарные туманности состоят из газа, светящегося вследствие люминесценции как разреженный газ вгейслеровской трубке. Посколь­ку одна из обнаруженных спектральных линий принад­лежала водороду, этот элемент, очевидно, входил в со­став вещества туманностей.

В конце XIX в. астрономия неожиданно стала аре­ной бурных изменений. Ее классические и, казалось бы, раз и навсегда утвердившие свое значение обла­сти — астрометрия и небесная механика стали оттес­няться новым и весьма «агрессивным» направлением — астрофизикой. На смену привычным, доведенным до со­вершенства наблюдениям положений небесных тел при­шли исследования их спектров, измерения яркости звезд и ее колебаний, получение фотографий протяженных небесных объектов. На смену привычным строгим рас­четам орбит, параллаксов, собственных движений при­шли самоновейшие физические теории, порою весьма путаные, но всегда претендующие на абсолютную истинность.

Эти изменения были закономерны и неотвратимы. По сути дела, с бурного развития физики, с «захвата» ею всего комплекса дотоле описательных естественных наук начался великий процесс научно-технической ре­волюции.

Одновременно со смещением центра тяжести астро­номических исследований в сторону астрофизики про­изошел еще один важный сдвиг. Стала рушиться неко­лебимая на протяжении десятков лет репутация реф­рактора как лучшего астрономического инструмента. Как мы уже знаем, после усовершенствований Фраун­гофера начался золотой век астрономических рефракто­ров. К концу прошлого столетия вследствие общего технологического прогресса эти инструменты преврати­лись в своего рода совершенство. Диаметры объективов крупнейших рефракторов достигли 70—100 см. Несмот­ря на внушительные габариты, они были устойчивы, удобны в работе и великолепно подходили для класси­ческих астрометрических наблюдений. Но одновремен­но стало ясно, что дальнейшее увеличение размеров ре­фракторов наталкивается на принципиальные труд­ности.

Слава отражательных телескопов, громкая во вре­мена Гершеля, поникла. Однако о них не забыли. Еще в первой трети XIX столетия В. Парсонс (лорд Росс) в Ирландии на свой страх и риск взялся за постройку гигантского телескопа с металлическим зеркалом в 193 см. После многолетних усилий его конструктора инструмент начал работать. С его помощью Парсонс открыл спиральное строение многих Гершелевых ту­манностей, но истинный смысл этого открытия был по­нят только почти через 100 лет.

В общем на протяжении XIX в. наряду со все воз­раставшим числом больших рефракторов работало бо­лее или менее успешно несколько довольно значитель­ных по своим размерам рефлекторов. Им было трудно соперничать с рефракторами в области традиционных астрономических наблюдений — точных измерений по­ложений небесных тел. Но как только появилась аст­рофизика с ее требованием максимальной светособира­ющей силы и разрешения, рефлекторы начали неуклон­но побеждать рефракторы.

Этому способствовали важные технологические до­стижения: открытие метода точного контроля оптиче­ских поверхностей (так называемый теневой метод Фуко) и изобретение химического способа осаждения на стекло серебряного покрытия, отражающего почти 100% падающего света. Несколько позднее, уже в XX в., на смену пришел еще более совершенный способ нанесения на зеркала столь же хорошо отражающей алюминиевой пленки путем испарения металла в ва­кууме.

Итак, на стыке XIX и XX вв. начинается интенсив­ное строительство астрономических рефлекторов, раз­меры которых быстро и бесповоротно обгоняют диамет­ры крупнейших рефракторов. Все это уже специально астрофизические инструменты.

Сочетание мощных инструментов со спектроскопами и уже входившей в пору зрелости фотографией (предо­пределило очередной скачок в развитии исследований природы туманностей.

comments powered by HyperComments