Эволюция Вселенной и происхождение жизни - Пекка Теерикор

Время в современном смысле ввел в науку Галилей. В своих опытах с шаром, катящимся вниз по наклонной плоскости, он вместо часов использовал биение собственного сердца. Кроме того, он измерял время, взвешивая воду, вытекшую через отверстие в сосуде, но затем он понял, что для этой цели можно использовать маятник. Рассказывают, что в возрасте 20 лет, когда он оказался на мессе в кафедральном соборе, его внимание привлекли люстры, свисающие с потолка на длинных цепях. От сквозняка они величественно раскачивались. Люстры были подвешены на цепях одинаковой длины, но имели разный вес. Однако раскачивались они при этом с одинаковой частотой. Это подтолкнуло Галилея к опыту, показавшему, что в действительности период качания зависит не от веса груза у маятника, а от его длины. Галилею пришла идея, что можно собрать часовой механизм, используя постоянные колебания маятника, если умудриться поддерживать эти колебания и механически считать их количество. С уменьшением длины маятника период становится короче, поэтому можно точно измерять короткие интервалы времени.

Идею маятниковых часов реализовал голландский физик Христиан Гюйгенс (1625–1695). В его маятниковых часах была решена проблема поддержания колебаний, а измерение времени происходило с ошибкой около 10 секунд в сутки, в отличие от существовавших до этого механических часов, дававших ошибку около 15 минут в сутки.

Возвращаясь к вопросу о движении Земли и имея в виду более поздние работы Ньютона по гравитации, укажем, что именно Гюйгенс в 1659 году определил, каким должно быть ускорение к центру, чтобы тело двигалось по круговой орбите. Он показал, как вычислить ускорение к центру: нужно разделить квадрат круговой скорости на радиус окружности. Например, на экваторе Земли скорость равна 464 м/с, а радиус Земли равен 6,380 x 106 м. Таким образом, центростремительное ускорение, необходимое для того, чтобы удержать воздух у поверхности Земли, равно (464 х 464)/6 380 000 = 0,0337 м/с2. С другой стороны, притяжение Земли придает телу центростремительное ускорение 9,8 м/с2, что гораздо больше необходимого значения. Прежде боялись, что вращение Земли может стать причиной ветра и сдуть воздух в космическое пространство. Приведенные выше вычисления показывают, что ускорение, вызванное гравитацией, гораздо больше, чем требуется для удержания воздуха у поверхности вращающейся Земли. Поэтому нет никакого риска, что воздух улетит в космос.

Первые астрономические наблюдения Галилея показали, насколько сильно даже маленький телескоп увеличивает возможности человеческого глаза. Телескоп собирает намного больше света, чем глаз. Это дает возможность увидеть гораздо более тусклые объекты, чем доступные невооруженному глазу. Например, в области Плеяд Галилей увидел 36 звезд вместо обычных 6. На фотографиях, полученных с помощью современных телескопов, в этой группе видны сотни звезд. Большой объектив значительно улучшает и разрешение. Это означает, что две близкие звезды, сливающиеся для невооруженного глаза в одно пятнышко, можно увидеть по отдельности в телескоп. Способность собирать больше света, чем глаз, и высокое разрешение дают возможность увидеть больше структур и тусклых объектов на звездном небе. Высокое разрешение позволяет более точно определять положения (координаты) звезд. А это очень важно при измерении расстояний до звезд, о чем мы расскажем в следующей главе.

Конструкцию телескопа Галилея вскоре улучшил Кеплер, предложив оптическую схему, используемую по сей день. В «кеплеровском» телескопе большая объективная линза дает изображение небесного объекта на большом расстоянии от объектива. Детали этого изображения рассматривают с помощью увеличивающей выпуклой окулярной линзы.

Качество изображения первых телескопов было плохим. Простые линзы отягощены цветовыми ошибками (хроматическая аберрация), вызванными тем, что световые лучи разного цвета не фокусируются в одной точке, поэтому изображение звезды получается размытым пятнышком, окруженным цветными разводами. В определенной степени линза действует как призма. Изобретение ахроматических объективов в XVIII веке намного улучшило изображения. Прежде для этого были вынуждены сооружать очень длинные телескопы. Когда отношение диаметра объективной линзы и ее фокусного расстояния мало, лучи света лишь слегка преломляются, цветовая погрешность меньше, а изображение резче. На рис. 7.4 показаны такие длинные телескопы Парижской обсерватории.

Рис. 7.4. «Воздушные телескопы» Парижской обсерватории XVII века. Даже при том, что они были очень неудобными в работе, с их помощью были сделаны открытия.

Христиан Гюйгенс тоже строил телескопы, самый большой из которых имел в длину 37 м. Невозможно было сделать такую гигантскую сплошную трубу, поэтому объективная линза устанавливалась на верхушке шеста или на коньке кровли, а управляли ее положением с помощью длинной веревки, стоя на земле и удерживая окуляр перед глазом. Судя по всему, очень неудобно было работать с таким инструментом, следя за вращающимся звездным небом. Тем не менее при помощи этих инструментов получали интересные наблюдательные данные. Например, Гюйгенс обнаружил, что странные отростки у Сатурна, замеченные Галилеем, в действительности являются тонким плоским диском вокруг планеты в ее экваториальной плоскости.

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

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

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

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

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