Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

у кого не оставалось сомнений в том, что это должен быть рефлектор. В ходе его постройки Хейл дважды менял свое мнение, планируя 1,5‐метровое зеркало, ставшее ступенькой для изготовления 2,5‐метрового зеркала – 100-дюймового телескопа Хукера, с помощью которого удалось получить огромное количество великолепных астрономических фотографий, столь широко использовавшихся в первой половине XX в. Будучи завершенной в 1918 г. и обладая весом около 100 тонн, решетчатая «труба» удерживалась на чрезвычайно прочной экваториальной монтировке с ярмом, хотя это и не позволяло наводить трубу на околополярные звезды (ил. 200). Наконец-то появился инструмент, достойный того, чтобы продолжить работу над выяснением формы и распределения туманностей, начатую задолго до этого Гершелем и продолженную Россом.

200

100-дюймовый (2,5‐метровый) телескоп Хукера обсерватории Маунт-Вилсон, завершенный в 1918 г. Обладая весом более 100 тонн, он держался на цилиндрических ртутных подшипниках, расположенных на концах полярной оси. Часовой механизм приводился в движение с помощью гири весом в 2 тонны.

ПАРАДОКС ТЕМНОГО НЕБА

По мере того как росла оптическая сила телескопов, начали накапливаться свидетельства существования неожиданного и зачастую странного распределения материи в пространстве. Кроме того, существовал аргумент Струве о важности поглощения света межзвездной средой, который в свою очередь имел отношение к парадоксу, отмечаемому Галлеем и другими. Когда считалось, что число звезд конечно (располагались ли они на сфере или нет, не играло решающего значения), в темноте ночного неба не было ничего загадочного, и Кеплер писал в 1610 г. в своем «Разговоре со звездным вестником», что «в бесконечной вселенной звезды заполняли бы небо таким образом, как мы это видим». Интуитивно понятно: вне зависимости от того, в каком направлении мы смотрим, если звезды не организованы каким-либо особенным образом вокруг того или иного места наблюдения (например, выстраиваясь в пустом пространстве по прямолинейным направлениям), то в бесконечной Вселенной с равномерно распределенными звездами луч зрения рано или поздно наткнется на поверхность какой-либо звезды. Небо должно быть наполнено светом. Этот очень простой способ представления данной ситуации, по всей видимости, не вызывал особой обеспокоенности у астрономов до Ольберса. Мы уже рассуждали о более сложном подходе Галлея, приведшем к аналогичному выводу, и о его вероятных источниках. В 1720 г. Галлей опубликовал две работы по проблеме темного ночного неба, и его решение этого парадокса заключалось в следующем: свет от далеких звезд уменьшается согласно закону обратных квадратов не до бесконечности, огромные расстояния ослабляют его сильнее, поэтому далекие звезды просто слишком тусклы для того, чтобы их можно было увидеть человеческим глазом.

Спустя поколение, в 1744 г., Шезо опять задался вопросом о том, почему небо не наполнено светом, исходя из средней поверхностной яркости звезд. Он объяснил темное ночное небо как результат межзвездного поглощения. На первый взгляд, этот эффект мог иметь такие же следствия, как и эффект Галлея, однако, как показал в 1848 г. Джон Гершель, одно только поглощение не решает всех проблем, поскольку межзвездная поглощающая среда будет разогреваться до тех пор, пока сама не начнет переизлучать энергию в количестве, равном энергии поглощения. Шезо не удалось решить эту проблему. В 1823 г. медик и астроном из Бремена Вильгельм Ольберс еще раз повторил объяснение с точки зрения межзвездного поглощения, и поскольку большинство из тех, кто обсуждал эту проблему в первой половине XX в., узнали о ней от него, парадокс темного ночного неба вошел в историю под именем «парадокса Ольберса». Ольберс знал Струве, и эта проблема была частью общего контекста исследования Струве, посвященного межзвездному поглощению.

Однако поглощение оказалось не единственным способом разрешения этого парадокса. В 1861 г. И. Г. Медлер предпочел другое объяснение, основывающееся на конечности возраста Вселенной. Идея заключалась в следующем: свету от далеких звезд просто не хватает времени достичь нас, так как это время ограничено возрастом Вселенной. Поскольку не существовало твердого и независимого астрономического знания о масштабах многих из этих расстояний или о процессе сотворения, это было не более чем предположение, но, как мы увидим далее, оно оригинальным образом послужило предзнаменованием будущих объяснений. В 1901 г. Уильям Томсон, лорд Кельвин, выбрал аналогичный путь решения этой головоломки. Он также полагал, что у звезд может быть конечное время жизни. Его решение было тщательно проработано и могло быть распространено на расширяющуюся Вселенную, обладающую конечным возрастом. Проблема темного ночного неба покинула фокус внимания астрономов только в конце XX в. Но прежде чем это произошло, астрономам пришлось серьезно отнестись к изучению физики Вселенной как единого целого. Считается, что их принудили к этому научные достижения, имевшие место вне астрономии. Мы вернемся к этому вопросу в главе 17.

ФОТОГРАФИЧЕСКАЯ РЕВОЛЮЦИЯ

Внедрение фотографии в астрономию в XIX в. во многом напоминало появление телескопа в XVII в., поскольку и то и другое выявило много нового и совершенно неожиданного. Первые фотографии Солнца и Луны почти сразу же продемонстрировали степень детализации, потребовавшую бы многих часов тщательного рисования от руки. С течением времени и по мере роста чувствительности фотографические пластинки регистрировали все более тусклые объекты, и к концу столетия удалось совершить множество открытий, которые невозможно было бы сделать без помощи фотографии. Однако не стоит забывать: даже до того, как стали доступны надежно работающие фотографические процессы, было известно, что часть материалов чувствительны к свету, невидимому для человеческого глаза, и некоторые из новых деталей можно объяснить с этих позиций.

История фотографии гораздо более продолжительна, чем история телескопа. С давних времен считалось общеизвестным, что под действием солнечного света одни вещества могут обесцвечиваться, а другие – темнеть. Многие химики XVII и XVIII вв. (в их числе Джозеф Пристли [1772], Карл Вильгельм Шееле [1777] и Жан Сенебье [1782]) открывали химическое воздействие света, в том числе света различных цветов. В 1802 г. Гемфри Дэви опубликовал отчет об экспериментах Томаса Уэджвуда по методам копирования рисунков или картин, сделанных на стекле или коже, на бумагу, обработанную нитратом или хлоридом серебра. Он не располагал средством, позволившим бы закрепить их. Первый реальный прогресс наступил только после десятилетий экспериментов, проводимых Жозефом Нисефором Ньепсом из Шалон-сюр-Сона (Франция). Камера-обскура или затемненная комната с небольшим отверстием или линзой, через которые изображение отбрасывалось на находящийся в ней экран, стали впоследствии почти повсеместно использоваться для целей демонстрации и произведения впечатления, а также как вспомогательное средство для изготовления набросков. В течение долгого времени Ньепс изо всех сил старался изготовить камеру, способную получать изображение на пластине, которую можно было бы использовать в печати. Он получил свои первые относительно удачные изображения в 1816 г., хотя нет сомнений в том, что они не удовлетворяли его первоначальным запросам.

В 1829 г., продолжая экспериментировать, он вступил в официальное партнерство с театральным декоратором и шоуменом с похожими интересами Луи Жаком Манде Дагером. Тут есть место для бесконечных споров по поводу ясных причин их многочисленных процессов, кто был ответственен за них и кому принадлежал приоритет в этом открытии; к тому же ситуация усугубилась после работ Уильяма Генри Фокса Тальбота, в 1835 г. вполне независимо получавшего в Англии крошечные негативы. Друг Тальбота Джон Гершель также имел свой серьезный интерес, и в числе прочего посоветовал ему использовать закрепитель (тиосульфат натрия), который в то время назывался гипосульфитом, как фиксирующее средство. (На счету Гершеля изобретение фотографических терминов «позитив» и «негатив», «моментальный снимок» и даже, в 1839 г., самого слова «фотография».) Благодаря использованию Дагером закрепителя, тот стал классическим