Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

фотографические пластинки, а со временем фотографическая регистрация в целом стала допускать возможность отложенного применения, то есть пластинки хранились на полках до тех пор, пока снова не понадобятся. Они оставались непревзойденным материалом для изучения новых, переменных звезд, вообще звездных величин, форм, размеров и распределения материи, но, подобно человеческим существам, астрономия – это не то, что она ест, а то, что она усваивает. Фотографии в виде спектрограмм удерживали свою ценность не столь успешно, если принять во внимание быстрое усовершенствование этой техники, но астроном, желающий навести справки о какой-либо звезде из «Каталога Генри Дрэпера» (который по мере своего расширения стал охватывать более четверти миллиона звезд), все же мог теоретически обратиться за соответствующей спектрограммой в Гарвардский фотографический архив. Сокровищница пластинок обсерватории Гарвардского колледжа насчитывает более полумиллиона обычных фотографий, начиная с 1885 г.; и то же самое можно сказать о многих других обсерваториях сопоставимого возраста и положения.

Позиционные и другие типы измерений на фотографических пластинках обычно осуществлялись визуально с использованием координатно-измерительных машин или, что вполне возможно, как мы уже видели, теодолитным методом Каптейна. После изобретения электронного компьютера стало возможным до определенной степени автоматизировать этот процесс, а потом убрать пластинку и отбросить ненужную информацию. Однако темпы последних изменений сумели бы потрясти даже Каптейна. Выберем в качестве примера спектрографию: не далее как в 1990‐х гг. красное смещение обычно получали только для единственной галактики на каждую экспозицию и наведение телескопа. Сейчас существуют мультиобъектные спектрографы, которые могут регистрировать одновременно спектры сотен галактик; также существуют компьютерные программы, позволяющие автоматически анализировать эти спектры многими разными способами. Автоматизация различного рода посредством электронных средств использовалась уже в 1960‐х гг. в целях наведения телескопа, обеспечивая, например, автоматическое слежение за соответствующей звездой в центре фотографируемого участка. Если говорить о радиотелескопах, то там не на что смотреть глазами и вполне естественно иметь данные, собираемые «наблюдателями», находящимися в комфортабельной комнате или даже в удобной постели, пока компьютер не выполнит свои операции. Вскоре оборудование подобного рода было распространено на фотографическую и полупроводниковую регистрацию данных, которые могли осуществляться без присутствия астронома, сидящего под куполом и смотрящего в гидирующий телескоп, рискуя заработать в ходе этого процесса обморожение или воспаление легких. Мир стал менее суровым, и следует еще упомянуть достижения, не имеющие к участию человека никакого отношения: искусственное охлаждение матрицы полупроводниковых детекторов (используя, например, жидкий азот) для улучшения результатов посредством снижения электрического «шума» системы. Регистрация продолжается иногда в течение нескольких дней, прежде чем загрузят ее результаты; а человек, ответственный за это, может находиться в другой стране и даже на другом континенте. Нет нужды говорить, что вся эта технология дистанционного управления нашла свое применение на орбитальных обсерваториях.

Электронный компьютер привнес и другие изменения в астрономическую практику. Он не только избавил от утомительной первичной обработки материалов наблюдений, во многих случаях процесс преобразования загруженных данных продолжается до вида, уже пригодного для публикации. Времена логарифмов и механических калькуляторов прошли. Другое изменение, к которому мы потихоньку подкрадывались, особенно в течение второй половины XX в., заключалось в распределении того, что до сих пор иногда ошибочно называют «наблюдательным временем телескопа» – раньше это было более простой задачей, поскольку директора обсерваторий сталкивались только с теми немногочисленными энергичными людьми, кто мог добраться до обсерваторского купола. Многие из сорока или пятидесяти тысяч начинающих астрономов, которые жили надеждой получить доступ к оборудованию одной из нескольких сотен обсерваторий, обманывались в своих надеждах; а когда комиссии по распределению наблюдательного времени телескопов пытались угодить слишком многим, то от этого страдали долгосрочные проекты. Одной из карьерных возможностей, открывшейся для разочарованных претендентов, обладающих навыком работы на компьютере, теперь может стать компьютерное моделирование – относительно новый, но быстро развивающийся тип исследований, использующий компьютерные симуляции для ответа на вопросы практически любой астрономической задачи. Космологическое моделирование уже пролило немало света на вопросы происхождения галактик: почему они принимают ту или иную форму (сфероидную, эллипсоидную, дискообразную и т. д.), почему их размеры представляются ограниченными и зарождались ли они в золотой век формирования звезд в ранней Вселенной или в ходе более неторопливого процесса?

В последние десятилетия XX в. старая техника астрономической фотографии с неизбежностью уступила место цифровым изображениям, что было в русле передовых мировых изменений, а также способствовало прогрессу остального мира. Этот процесс существенно облегчил распространение изображений, в частности через интернет, но то же самое можно сказать и об информации в целом, что выразилось в кардинальном изменении темпов исследований. Не обошлось и без отрицательных последствий – копирования-и-вставки фрагментов из предварительных черновиков, которые можно наращивать стократно в течение пары недель или даже дней, приводят к снижению надежности каждой последующей версии по сравнению с предыдущей. Это явление в чем-то аналогично феномену темной материи во Вселенной. Другая проблема связана с хранением и восстановлением изображений. Ее в полной мере осознали уже в 1970‐х гг., когда технологии стали неожиданно меняться почти ежемесячно. Зачастую бывает так, что проще изучить фотографию, сделанную сто лет назад, чем считать информацию с цифрового носителя, на котором данные были сохранены десятилетие назад – сохранены с помощью устройства, на сегодняшний день абсолютно устаревшего, а то и вовсе уже отсутствующего.

О ПРИРОДЕ КОМЕТ

После Ньютона кометные орбиты удалось наконец-то полностью объяснить, и новые исследования внешнего облика кометных хвостов и их направлений относительно уже хорошо изученных кометных орбит дали почву для по меньшей мере некоторых вполне уверенных рассуждений. Однако только после появления спектроскопии астрономы сумели лишь приступить к высказыванию хорошо обоснованных предположений о строении кометных ядер, самой сердцевине комет. Мы видели, как исследования направлений кометных хвостов, произведенные, например, Хофмейстером и Бирманом в 1940‐х гг., привели к синтезу теорий, связывающих кометы с солнечной короной посредством солнечного ветра, однако базовое знание о том, как осуществляется эта связь, стало доступно только во второй четверти минувшего столетия. На ранней стадии единственной справочной информацией было только описание внешнего вида, сопровождаемое периодическими вторжениями в него традиционных (и часто недостоверных) преданий, связанных с несуразностями прошлого. С появлением телескопов оказалось возможным увидеть следующее: когда кометы находятся недалеко от Солнца, они не только могут вырабатывать кому из газа или пыли (было не вполне ясно, что именно), но и их ярко выраженные хвосты становятся в этом случае наиболее сильными. Оказалось сложно опровергнуть всеобщее убеждение, будто хвосты комет представляют собой нечто вроде небесного фейерверка. (Греческое слово κομήτης подразумевает косматый вид типичного кометного хвоста. Есть определенная неоднозначность: слово «кома», образованное от того же греческого слова, используется сегодня исключительно для обозначения оболочки ядра.)

Вполне вероятно, что будет полезно начать с разбора нескольких простых, но заслуживающих упоминания неисторических положений, оглядываясь назад в прошлое. Хвост кометы состоит из двух главных компонентов. Один – это пыль, часто имеющая желтоватый оттенок, сдуваемая излучением, идущим от Солнца. Подчиняясь тем же законам движения, что и другие тела, притягивающиеся под действием гравитации, пыль движется позади головы, поскольку она источается вовне, и это придает хвосту некоторую кривизну. Как мы видели, Ньютон с величайшей тщательностью зарисовывал легкую искривленность, но и предыдущие наблюдатели тоже замечали ее. Другой компонент хвоста – это плазма ионизированных газов, часто имеющая голубоватый оттенок. Понимание различия между этими двумя компонентами пришло только во второй половине XX в. Современные исторические описания часто игнорируют это, когда говорят