Глава первая

ТЕЛЕСКОП И УСПЕХИ АСТРОНОМИИ

(исторический очерк)

3. НАБЛЮДЕНИЯ С РЕФРАКТОРАМИ В XVIII—XX вв. С ДВУМЯ И БОЛЕЕ ЛИНЗАМИ

В 1733 г. англичанин Ч. Холл, исследуя линзы, заметил, что объектив, состоящий из двух линз — одна из легкого стекла крона, другая из тяжелого флинта (с ничтожной и с большой примесью окиси свинца соответственно),— не окрашивает изображений, т. е. влияние хроматической аберрации, особенно опасной для однолинзовых объективов, в нем относительно невелико. По заказу Холла оптик Г. Бест сделал несколько таких объективов, в частности с D = 5 см и F = 0,5 м. Однако стекло, особенно флинт, было неоднородным, и видимость небесных светил в эти объективы была плохой.

Примерно в то же время Л. Эйлер из Базеля, впоследствии член Петербургской Академии наук, исходя из сложной ахроматической системы — человеческого глаза, создал ахроматические объективы из стекла и воды между двумя линзами. Свой метод расчета он опубликовал в книге «Диоптрика» в 1769—1771 гг. Подобные же объективы изготовлял в Эдинбурге Р. Блеир. Следует отметить, что Эйлер, как и Ньютон, неточно решил задачу ахроматизации, так как опирался на неправильную гипотезу о связи дисперсии с рефракцией Δn/(n — 1). Тем не менее идея о линзах с водяной прослойкой в принципе была правильна.

Англичанин Дж. Доллонд усовершенствовал холловское изобретение, изготовив объективы из положительной кроновой линзы и отрицательной флинтовой. В 1758 г. он получил патент на ахроматический объектив. Впоследствии эти работы продолжали его сын П. Доллонд и Дж. Рамсден. П. Доллонд изготовлял также и трехлинзовые объективы.

Ахроматические объективы, хотя и были дороги, быстро получили распространение, в том числе и в России. Так, в описи имущества Петербургской академической обсерватории (составлена в 1766 г. профессором С. Я. Румовским) наряду с грегорианскими медными трубами упоминаются «Доллондова из красного дерева труба десятифутовая и доллондова из красного дерева труба шестифутовая». Это были ахроматические трубы с фокусным расстоянием 3 и 1,8 м, присланные в Россию через несколько лет после их изобретения.

М. В. Ломоносов наблюдал в 1761 г. редкое явление — прохождение Венеры по диску Солнца — также, по-видимому, с доллондовой 4,5-футовой трубой (F = 1,5 м). Специально заказанные Россией для наблюдений за прохождением Венеры в 1761 и 1769 гг. доллондовы трубы были вместе с другими инструментами Академической обсерватории в 1884 г. переданы в музей Пулковской обсерватории, организованный В. Я. Струве в 1839 г. В том же музее хранились десяти- и двадцатифутовые металлические зеркала гершелевских и шортовских телескопов. Десятифутовый телескоп Гершеля вместе с монтировкой, которая сохранилась в музее, был подарен в 1793 г. английским королем Георгом III Екатерине II. Пулковский музей и его уникальные инструменты погибли во время Великой Отечественной войны 1941—1945 гг.

Наблюдения за прохождением Венеры по диску Солнца дали М. В. Ломоносову основание сделать замечательное открытие о существовании у Венеры плотной атмосферы. До Ломоносова явление прохождения Венеры по диску Солнца использовалось для определения суточного параллакса Солнца. На основе анализа накопленного материала в 1822 г. и позднее И. Ф. Энке дал π = 8"57 (современное значение 8"79, предыдущие определения давали расхождения в секундах дуги).

Великий русский ученый М. В. Ломоносов ставил целью не астрономические наблюдения, т. е. определение параллакса, а астрофизические и опередил здесь всех других исследователей — как русских, так и зарубежных. Когда Венера только частично вступила на солнечный диск, то вокруг ее части, еще находящейся за пределами диска Солнца,

на одну секунду вспыхнул светлый яркий ободок²⁰, окружающий диск планеты со стороны темного фона неба (рис. 7, а). Это явление астрономы назвали «явлением Ломоносова». Сообщение о нем ученый опубликовал на русском и немецком языках под заглавием «Явление Венеры на Солнце, наблюденное в Санкт-Петербургской Академии наук, майя 26 дня 1761 года».

Одновременно Ломоносов наблюдал и другое явление. Когда Венера прошла по диску Солнца и придвинулась к противоположному его краю на ¹/₁₀ своего диаметра, в этот момент на краю Солнца перед ней образовался выступ, бугорок (рис. 7, b; здесь линия LS условно изображает край Солнца), который сначала, с движением Венеры, увеличивался (рис. 7, с), а потом исчез вместе с небольшим сегментом диска планеты (n—n на рис. 7, d). Ученый обратил внимание на то, что при первом и четвертом контактах дисков Венеры и Солнца край Солнца становился неясным, оба диска как бы слипались²¹. Важно, что М. В. Ломоносов не только наблюдал явление ободка, отмеченное и другими, но и объяснил его происхождение, как обусловленное атмосферой Венеры, точнее рефракцией, а не рассеянием, как думали и думают некоторые наблюдатели даже сейчас.

Объяснение М. В. Ломоносова иллюстрируется на рис. 7, е. Окружностью spd изображен диск планеты, а окружностью tkmnh — ее атмосфера. Пусть направление LO соответствует воображаемому лучу, идущему от края Солнца к наблюдателю в точку О в том случае, если бы атмосфера на Венере отсутствовала. При наличии атмосферы в виде скопления плотных газов и, возможно, аэрозолей (капельки пара, частицы дыма, пыли и др.) луч, вышедший от Солнца по направлению Lt, достигнув атмосферы Венеры, преломляется из вакуума в плотную среду и поднимается (на рисунке вверх). Продолжая свой путь в атмосфере, луч достигает точки h на ее границе. Переходя из плотной среды обратно в вакуум, он снова преломляется (на рисунке вверх) и может попасть, как и прямой луч LO, в точку О, т. е. к наблюдателю. В результате наблюдатель будет видеть точку L как продолжение входящего в его глаз луча OhtR, т. е. в направлении OR. Следовательно, край солнца будет казаться ему дальше направления L (на рисунке ниже, в точке R).

Μ. Β. Ломоносов делает при этом вывод: «... и ради того : излишек расстояния RL   представить должен пупырь на краю солнечном перед передним краем Венеры, при ея вступлении»²².           .

Этим и объясняется такая большая яркость ободка, что его можно наблюдать даже через закопченное стекло.

Гораздо позднее, в 1842—1849 гг., было обнаружено еще одно явление в атмосфере Венеры, связанное с рассеянием света. В момент нижнего соединения Венеры с Солнцем она обращена к нам своей неосвещенной, ночной, стороной, и мы ее видим в виде тонкого серпа. Если сумеречный свет в результате рассеяния в ее атмосфере, обусловленного освещенной, дневной стороной, проникает в неосвещенную, то «рога» смыкаются, и мы видим «сумеречное кольцо». Это кольцо, или светлая каемка, почти сливается с фоном неба и может наблюдаться до вступления планеты на диск Солнца, но только при условии очень высокого качества оптики телескопа. Именно поэтому оно было замечено после открытия более яркого «явления Ломоносова» почти через 100 лет, когда качество ахроматических телескопов значительно повысилось. Обусловленность этого явления рассеянием доказана только в наше время В. Г. Фесенковым, Б. Лио, Н. П. Барабашовым и др.

Открытие атмосферы на Венере иногда ошибочно приписывают В. Гершелю либо немецкому астроному И. Шрётеру, которые в 1792 г. заметили, что близ нижнего соединения с Солнцем, в 2—3° от его центра, дуга серпа Венеры превышает 180° из-за рассеяния света в ее атмосфере. Однако это было отмечено спустя почти 30 лет после Μ. В. Ломоносова. Шрётер вел наблюдения в Лилиентале, близ Бремена, в гершелевский рефлектор F = 215 см, а затем в рефлектор немецкого производства F = 400 см. Вид Венеры, по данным Шрётера, на разных расстояниях от Земли показан на рис. 8.

М. В. Ломоносов пользовался одной из первых ахроматических труб, еще весьма несовершенных, хотя для своего времени они ознаменовали большой прогресс в астрономическом приборостроении. Вот что пишет о них В. М. Ломоносов:

«При сем ясно примечено, что как только из оси трубы Венера вступала в близость краям отверстия, тотчас являлись цветы от преломления лучей, и края оные казались неявственны тем больше, чем были от оси X далее. Для того при сей обсервации устанавливалась труба, чтобы Венера была всегда в центре отверстия, где края ее казались весьма явственны без всяких цветов».

По-видимому, вне оси хроматические ошибки были весьма большими (хроматизм увеличения).

Успех доллондовых труб был до некоторой степени случайным — мастерская располагала большими блоками относительно хорошего флинта. Когда они были израсходованы, появились новые блоки, значительно уступающие прежним по качеству, и видимость в более поздние доллондовы трубы стала хуже.

Трудности с оптическими приборами в Англии и вообще в Европе усугублялись большими налогами на стекольное производство, которые были упразднены только в 1845 г.²³

Ученые искали новые решения. Одно из них было найдено австрийцем Й. И. Литровым, членом-корреспондентом Петербургской Академии наук с 1813 г., и осуществлено венским оптиком С. Плеслем в виде диалитических труб, в которых флинтовая, отрицательная линза отодвигалась к фокусу в сходящемся пучке. Диаметр ее был невелик, и маленький блок флинта было легко достать. Такой 18-сантиметровый телескоп был заказан к открытию Пулковской обсерватории в 1839 г., но из-за болезни мастера не был изготовлен. В принципе такие телескопы дают худшие изображения по сравнению с обычными ахроматами.

Производство кронов и особенно флинтов было значительно улучшено швейцарцем П. Гинаном в периоде 1799 по 1814 г. Он отлил 45-сантиметровый диск, из которого французский оптик Р. Кошуа отшлифовал в 1823 г. наибольший для того времени 30-сантиметровый объектив. Д. Гершель убедился в его хорошем качестве, открыв, в частности, с его помощью в 1830 г. слабую шестую звезду в трапеции Ориона. Позднее этот объектив использовался в Дансинкской обсерватории в Дублине для определения параллаксов.

После кончины П. Гинана в 1824 г. секреты стекольного производства перешли к его сыну Г. Гинану, который через 4 года передал их стекольной фирме Г. Бонтана в Париже, совладельцем которой он стал. Позднее Г. Гинан со своим зятем Ш. Фейлем создал фирму «Фейль — Гинан». После кончины Г. Гинана она слилась с фирмой «Парра — Мантуа» в Париже. Во время французской революции 1848 г. Г. Бонтан вместе с другими экспертами и мастерами переехал в Англию, где стал совладельцем стекольной фирмы «Ченс и братья» в Бирмингеме, передав ей профессиональные секреты Гинана. Это в сильной степени повысило качество производства оптического стекла в Англии.

П. Гинан еще в 1805 г. ездил в Германию, в Бенедикт-бейрн, близ Мюнхена, где консультировал молодого Й. Фраунгофера, который позднее заведовал оптическим отделением фирмы Мюнхенского математико-механического института, был директором Мюнхенско-Бенедиктбейрнской фирмы «Й. Фраунгофер и Й. Утцшнейдер». Впоследствии эта фирма называлась фирмой «Г. Мерц и Ф. Малер» в Мюнхене, а параллельно с ней существовала механическая (также и по обработке стекла) фирма И. Репсольда в Гамбурге.

Стекловарение в Германии в эти годы было весьма развито, поскольку английские товары, в частности оптическое стекло, почти не попадали на материк. Й. Фраунгофер улучшил технологию изготовления телескопов и их ахроматические свойства, сделал целый ряд высококачественных рефракторов с ахроматическими объективами умеренных размеров.

Один из наиболее удачных его приборов — рефрактор, сделанный в 1817 г. (D = 24,4 см, F = 4,3 м), в 1824 г. был приобретен Россией для Дерптской обсерватории, где он и сейчас сохраняется как музейный экспонат, (г. Тарту, Эст.ССР). В нем был применен часовой механизм и микрометр на окулярном конце. С помощью этого телескопа с хроматической a6eppaцией ΔF_λ/F_λ=0,0005, т. е. не более 2,2 мм в сине-красной области спектра, сделал много замечательных открытий будущий директор Пулковской обсерватории В. Я.Струве. Этот прибор можно, согласно общему мнению астрономов, поставить в ряд с наиболее знаменитыми телескопами Гершеля.

Ахроматические рефракторы были лучше рефлекторов, особенно для астрометрических целей, т. е. для измерения положений светил на небе. В этом случае они оказывались незаменимыми. Не случайно поэтому В. Я. Струве, наблюдая в Дерпте звезду альфу Лиры, смог впервые определить в 1837 г. ее параллакс в 0,"125 ±0,"055, который почти точно совпадает с современным значением 0,"124 (расстояние до нее r = 8пс).

В 1838 г. Ф. Бессель в Кенигсберге, выбрав звезду — широкую пару 61 Лебедя с угловым расстоянием 25" и собственным движением 5,"2 в год (наибольшее из известных тогда значений, оно говорило о ее близости), получил параллакс 0,"314 ± 0,"014, также близкий к современному значению 0,"299. Бессель вел исследования с новым оригинальным ахроматическим рефрактором-гелиометром, также изготовленным Фраунгофером. В нем объектив разрезан на две половины, передвигающиеся микрометром одна относительно другой. Для двойной звезды он дает четыре изображения, которые совмещаются наблюдателем, и их угловые расстояния при этом измеряются дифференциально.

В 1839 г. Т. Гендерсон на Капштадтской обсерватории (мыс Доброй Надежды) определил параллакс звезды альфа Центавра. Он наблюдал ее склонение, а для расчета прямых восхождений использовал данные других наблюдателей.   Гендерсон   получил   параллакс   1,"16 ±0,"11.   Действительное его значение 0,"756. Различие в точности Измерений по сравнению с результатами Струве и Бесселя обусловлено тем, что используемые Гендерсоном инструменты (в основном меридианные) были менее совершенными.

В. Я. Струве сделал в тот же телескоп еще одно очень важное открытие. В 1835 г. он заметил, что блеск звезд, покрытых кометой Галлея, не изменяется. Это говорило о высокой степени разреженности вещества в хвостах комет. Открытие подтвердил еще ряд наблюдателей на примерах других комет, что частично пролило свет на их загадочное строение.

После успеха дерптского рефрактора Фраунгофера, о высоких качествах которого больше других факторов свидетельствовала возможность разделения с его помощью тесных двойных звезд, такие рефракторы изготовляли в разных странах: во Франции Р. Кошуа в 1824 г. (D = 32 см), в Италии Дж. Амичи в 1840 г. (D = 24,4 и 28 см), в Англии Т. Кук в 1869—1871 гг. (D = 18,8 и 63,5 см) и т. д. Началась эпоха больших двухлинзовых ахроматических рефракторов,  которые используются до настоящего времени.

В 1839 г. была открыта Пулковская обсерватория, прославившаяся впоследствии как астрономическая столица мира. Ее первый директор В. Я. Струве заботился о первоклассном оснащении этого национального учреждения. Обсерватория получила от фирмы «Г. Мерц и Ф. Малер» великолепный рефрактор D = 38 см, F = 7 м. Его установили в центральной башне главного здания. Высокие качества этого прибора были продемонстрированы в 1844 г., когда О. В. Струве, сын В. Я. Струве, смог увидеть в него четвертое появление уже сильно ослабевшей кометы Фая. Он же последним следил за обеими ядрами кометы в 1845—1846 г. после ее распада. О. В. Струве открыл с этим рефрактором много новых тесных пар двойных звезд и сделал измерение двойных звезд, уже известных по дерптским наблюдениям д. Я. Струве. Кроме того, в 1850 г. он одновременно с У. Бондом, В. Доусом и У. Ласселем изучал креповое, или флеровое, кольцо Сатурна, которое, правда, еще раньше их, в 1838 г., наблюдал в Берлине И. Галле. Часто наблюдатели замечали также тень кольца на диске этой планеты в моменты ее благоприятного расположения. С 38-сантиметровым рефрактором О. В. Струве подробно изучал газовые туманности, в частности туманность Ориона, и открыл переменность ряда звезд, как бы вкрапленных в ее отдельные части.

Восемь лет пулковский рефрактор был крупнейшим в мире и 23 года — одним из крупных.

В 1847 г. аналогичный инструмент той же фирмы был приобретен для Гарвардского колледжа в Кембридже, где с ним успешно работали отец и сын У. К. Бонд и Д. Ф. Бонд. Другой пулковский инструмент измерительного типа — вертикальный круг (D = 15 см, F = 2,59 м) Г. Эртеля, преемника Г. Рейхенбаха в Мюнхене, усовершенствованный в мастерской обсерватории по указаниям В. Я. Струве, был использован А. Ф. Петерсом для продолжения работы В. Я. Струве по определению параллаксов. В 1846 г. были определены параллаксы восьми ярких звезд новым, абсолютным методом, а также средние параллаксы звезд второй величины.

Начиная с 1845 г. обсерватория печатает знаменитые «Пулковские каталоги» положений звезд, фундаментальные постоянные астрономии (аберрация и т.д.). В 1847 г. выходят в свет «Этюды звездной астрономии» В. Я. Струве, явившиеся после труда В. Гершеля следующим крупным шагом в разведке звездного мира. В этом труде он пишет об открытии межзвездного поглощения с коэффициентом 1^m,08 /кпс (по пересчету Г. А. Тихова на современные единицы). Этим открытием В. Я. Струве почти на столетие опередил своих современников.

В конце XVIII — начале XIX в. были сделаны и другие немаловажные открытия. К числу их относятся, например, открытия малых планет, местоположение которых заранее не предсказывалось астрономами. Согласно эмпирическому правилу Тициуса — Боде (1772 г.) для больших полуосей орбит планет а_n имеем а_n=0,4+ 0,3*2ⁿ, что при n = - ∞, 0, 1,2,3, 4... дает следующие размеры полуосей орбит Меркурия, Венеры, Земли, Марса, неизвестной, Юпитера, Сатурна, Урана, Нептуна и Плутона соответственно: а_n =0,4; 0,7; 1,0; 1,6; 2,8; 5,2; 10,0; 19,6; 38,8, 77,2 а. е. (астрономических единиц); наблюденные же значения были: 0,4; 0,7; 1,0; 1,5; неизвестно; 5,2; 9,5; 19,1; 30,1 и 39,5 а. е.

Как видим, для первых четырех планет эти цифры дают очень хорошее соответствие. Дальнейшее подтверждение правила Тициуса — Боде было сделано с открытием в 1781 г. Урана: при n = 5 его а₅ = 19,6, а наблюденное значение 19,1. Однако место n = 3 при а₃ = 2,8 оказалось пустым. И. Кеплер на этом основании еще в 1596 г. предполагал, что между Марсом и Юпитером существует планета. В 1796 г. после конференции в Готе образовалась группа из 24 астрономов (Лаланд, Шрётер и др.) для поисков новой планеты. Однако обнаружить ее им не удалось, и разгадка была сделана не ими и до некоторой степени случайно.

Дж.Пиацци 1 января 1801 г., наблюдая в Палермо небесную сферу в телескоп типа оригинального полутораметрового вертикального круга — «альтазимута» Дж. Рамсдена, случайно обнаружил объект седьмой звездной величины. Вскоре этот объект—малая планета—скрылся в лучах Солнца и был потерян, что вызвало большие огорчения астрономов. Однако 24-летний ученый Карл Фридрих Гаусс из Геттингена разработал метод вычисления орбиты малой планеты Пиацци, определил место ее расположения и даты появления. Ровно через год, 1 января 1802 г., утерянная планета в соответствии с его расчетами снова была найдена в созвездии Девы. По просьбе Пиацци ей дали название Церера.

28 марта 1802 г. Г. Ольберс в Лилиентале увидел через рефрактор в созвездии Девы другую малую планету, которую назвали Палладой. Затем М. Хардинг и Г. Ольберс открыли еще две малые планеты—Юнону в созвездии Кита в 1804 г. и Весту в созвездии Девы в 1807 г. Благодаря сравнительно большой яркости названных малых планет (соответственно 7,4, 8,0, 8,7 и 6,5 зв. вел.) астрономы с помощью рефракторов измерили их диаметры.

Позднее были обнаружены и поименованы еще четыре малые планеты: Астрея в 1845 г., Геба в 1847 г., Ирида в 1847 г. и Флора в 1847 г.

Таким образом, к середине XIX в. стало известно восемь малых планет, орбиты которых астрономы изучили путем тончайших измерений с телескопом, который открывал все более широкие горизонты в познании Вселенной.

Во второй половине XIX в. специалисты непрерывно улучшали рефракторы с ахроматическими объективами и увеличивали их поперечники: Некоторые рефракторы, в частности трептовский²⁴ в Берлине (рис. 9), создавали специально для любителей астрономии. Естественно, что с помощью больших телескопов удалось сделать много важных открытий. Мы упомянем лишь о некоторых из них, наиболее наглядно  свидетельствующих о новых возможностях усовершенствованных телескопов-рефракторов.

В «Путешествиях Гулливера» Д. Свифт высказал догадку о наличии у планеты Марс двух слабых спутников — двух Лун, открытых якобы лапутянами с помощью маленьких, но сильных телескопов. В 1877 г. А. Холл в Вашингтонской морской обсерватории с помощью высококачественного рефрактора D = 66 см действительно обнаружил у Марса двух спутников. Они были очень слабы (11,5 и 13 зв. вел.) и расположены близко от края планеты. Им дали мифологические имена сыновей бога войны Марса — Фобоса и Деймоса (что значит страх и ужас).

Движение этих спутников по микрометрическим измерениям изучил Г. О. Струве, внук В. Я. Струве и сын О. В. Струве, с помощью высококачественного пулковского рефрактора D = 76 см. В 1911 г. он сумел рассчитать по возмущениям в движении Фобоса динамическое сжатие шара²⁵ Марса, получив значение 0,0052, близкое к возможному теоретическому пределу 0,0057. Оптические измерения дают значительно большую величину, равную 0,013; причина такого расхождения до сих пор не выяснена.

Из-за близости к планете Фобос совершает оборот вокруг нее за 7 час 39 мин, т. е. за время, значительно более короткое, чем время осевого вращения Марса, равное 24 часа 37 мин. В связи с этим он восходит на западе 2—3 раза в сутки, а заходит на востоке, что необычно и непривычно для земных жителей, знакомых только с Луной. Период обращения Деймоса, удаленного от Марса значительно дальше, равен 30 час 18 мин, и его заходы и восходы происходят «нормально».

В 1945 г. Б. Шарплесс, обрабатывая наблюдения Г. Струве и др., определил, что Фобос ускоряет свое обращение на величину изменения периода —0,01 сек за 50 лет, т. е. за это время он забегает вперед по орбите. Это явление хорошо известно астрономам, но в более широкий обиход оно вошло лишь после запуска искусственных спутников Земли. Для объяснения его был выдвинут ряд гипотез. Однако величину ускорения и его знак пока еще нельзя считать окончательными. Спутники Марса настолько малы, что их диаметры невозможно измерить с помощью самых мощных телескопов. По измерению блеска диаметры этих спутников составляют всего около 10 км.

Телескопы показали свои большие возможности после зарождения нового раздела науки астрономии — астрономии невидимого.

Значительный вклад в усовершенствование телескопической измерительной техники сделал Ф. Бессель. В 1834 и 1840 гг. он обнаружил в своем приборе, что Сириус и Процион периодически меняют свое положение на небе. Он истолковал увиденное как движение каждой из этих А звезд в отдельности вокруг общего центра тяжести двойных систем (Сириус A+ В, Процион А + В) со вторыми компонентами двойной звезды, одна из которых (В) значительно более слабая. Однако наблюдатели того времени не обратили должного внимания на это интересное предсказание.

Американец Альван Кларк, по профессии художник, начал работы по шлифовке зеркал сначала как любитель. С 1851 г. он тренировался в перешлифовке старых линз и, проверяя их качество по звездам, открыл ряд двойных звезд — 8 Секстанта, 96 Кита и др.,—имеющих взаимное расстояние между компонентами меньше одной секунды дуги. Получив подтверждение высокого качества обработки линз, он вместе с сыновьями Джорджем и Грейамом организовал сначала небольшую  мастерскую,   а  затем  хорошо  оборудованное предприятие в Кембридже для изготовления и испытания объективов. Последнее осуществлялось в тоннеле длиной 70 м по искусственной звезде. Так родилась фирма «Альван Кларк и сыновья». Получив от фирмы «Ченс и братья» кроновый и флинтовый диски, фирма «Кларк и сыновья» изготовила 47-сантиметровый ахроматический объектив для университета в Миссисипи. Испытывая этот объектив, Альван Кларк 31 января 1862 г. действительно обнаружил очень слабый спутник Сириус В у звезды Сириус А. Его открытие вскоре было подтверждено Бондом с помощью 38-сантиметрового рефрактора в Гарварде. После этого лишь в 1892 г. Д. Шеберле с ликовским рефрактором диаметром 91 см, в то время наибольшим в мире, обнаружил Процион В у звезды Процион А.

Звезды оказались представителями нового класса «белых карликов»—звезд с малой массой (1,0—0,63M_☼) и светимостью, но с очень большой плотностью. Благодаря последнему обстоятельству состояние вещества в центре этих звезд особое — так называемое вырожденное. Впервые его исследованием занимался физик Р. Фаулер. В 1925 г. В. Адаме именно в спектре Сириуса В измерил сдвиги спектральных линий в красную сторону, подтвердившие некоторые из основных положений теории относительности. В дальнейшем, несмотря на прогнозы, высказываемые астрономами-наблюдателями и теоретиками, вплоть до 1955 г. никому не удавалось найти столь трудно разрешимых в телескопы и необычных двойных звезд.

Своими наблюдениями с 66-сантиметровым рефрактором в Вашингтоне С. Ньюолл и другие ученые показали, что ахроматические телескопы разрешают в благоприятных атмосферных условиях двойные звезды с расстояниями компонент (примерно одинакового блеска) до 0,"16, что даже несколько лучше теоретического предела 11,6/D(см) = 0,"176 в визуальных лучах. Другими словами, двухлинзовые ахроматические объективы обладали в 16 раз меньшей хроматической аберрацией, чем однолинзовые объективы XVII в. Благодаря этому стало возможным при соблюдении тех же требований к четкости получаемых в них изображений строить рефракторы в 16 раз более светосильные, с большим диаметром и более короткие.

Повышение качества приборов улучшило видимость тонких деталей на поверхностях планет — Юпитера, Сатурна и в особенности Марса.

Для изучения планет, в частности Марса, П. Лоуэлл в 1894 г. построил специальную обсерваторию в Аризоне на горе Флагстаф (на высоте 2210 м над уровнем моря) с благоприятными атмосферными условиями. В 1896 г. там был установлен кларковский 61-сантиметровый рефрактор.

Еще в 1877 г. Д. В. Скиапарелли с небольшим 22-сантиметровым рефрактором Мерца увидел на Марсе «каналы». П. Лоуэлл продолжил изучение поверхности Марса. Визуальные наблюдения этой планеты вели также В. Пикеринг, Е. М. Антониади, Η. Η. Калитин (последний на 76-сантиметровом рефракторе в Пулкове) и другие ученые. Были обнаружены тонкая структура «каналов», их удвоение и другие особенности.

Данные наблюдения с помощью рефракторов, установленных в горах, правда, уже не в это время, а значительно позднее, в 40-х годах XX в., были проведены астрономической станцией Пик дю Миди (1870 м над уровнем моря) в Пиренеях. На этой станции с рефракторами диаметром 38 см, а затем 60 см занимались наблюдениями Б. Лио, А. Камишель, Дж. Джентили и А.Дольфус²⁶ и др.

На большой высоте неспокойствие (волнение) земной атмосферы сказывается меньше, и это обстоятельство позволило впервые частично изучить вид дисков (пятна, полосы и т. д.) ярких спутников Юпитера и спутника Сатурна — Титана.

Успехи, достигнутые при наблюдении Марса с относительно малыми рефракторами, и отдельные неудачи — с большими (ликовским и йерксовским, медонским и др.) привели астрономов в XIX в. к ошибочному заключению, будто малые рефракторы с отверстиями 10—20 см более благоприятны для визуальных наблюдений. Такое предположение мотивировалось тем, что якобы из-за неоднородностей (порядка 10 см) земной атмосферы, обусловленных ее волнением, в объективе малого телескопа появляется только дрожание наблюдаемых светил, тогда как в объективе большого телескопа изображение размывается, так как в объектив сразу попадает свет, прошедший через много неоднородностей, изменяющихся асинхронно. Распространившемуся мнению противоречило то обстоятельство, что тончайшие детали кольца Сатурна, полос Юпитера и т. п. удалось рассмотреть только в большие телескопы.

Выдающимся результатом визуальных астрометрических наблюдений в XIX в. было открытие в Берлине Ф.Кюстнероми исследование американцем С. Чэндлером периодического смещения полюса Земли (изменяемости широт).

Недавно упомянутые результаты изучения Луны и планет превзойдены астрономической станцией Пик дю Миди (наблюдения велись с фотографическим рефрактором) и Пулковской обсерваторией (наблюдения велись с горизонтальным солнечным телескопом).

Большие возможности открылись в астрономии после изобретения фотографии. Фотографические приемники излучения постепенно заменяли человеческий глаз, и в наше время визуальный способ уже редко находит применение при изучении планет и астрометрических наблюдениях. Но и в этих последних случаях все чаще внедряется фотоэлектрический или специальные фотографические методы и методы получения электронных изображений.

Первые фотоснимки с помощью телескопов производились уже в 1851—1871 гг. на примитивных пластинках так называемым мокроколлоидным способом, а еще раньше — методом дагерротипии (на светочувствительной пленке на металле). Но ни тот, ни другой способы не дали сколько-нибудь значительных результатов. Правда, удалось получить очень четкие фотографии Солнца на Медонской обсерватории (П. Ж. Жансен, 1896 г.) благодаря тому, что мокроколлоидные эмульсии имеют очень мелкую зернистость (и гранулистость). В настоящее время более высококачественные снимки сделаны обсерваторией Пик дю Миди при помощи фотографического рефрактора, а также Пулковской обсерваторией при помощи горизонтального солнечного телескопа. Особенно хорошие фотографические изображения Солнца удалось получить А. Дольфусу и М. Шварцшильду, поднявшим телескопы с помощью стратостатов на большую высоту. Ими зарегистрированы, например, очень четкие и очень мелкие (меньше 1" дуги) гранулы.

В России наиболее ранние астрономические фотоснимки сделаны в обсерватории г. Вильно после установки в ней в 1861 г. фотогелиографа. Здесь систематически фотографировали фотосферу Солнца М. М. Гусев, Е. Е. Саблер, П. М. Смыслов. В Московской и Пулковской обсерваториях несколько позднее опыты по фотографированию звезд, комет и других объектов производили А. А. Белопольский, В. К. Цераский, Б. Гассельберг и др.

Фотографический способ отличался от визуального в первую очередь своей документальностью. Фотографии показывали внешний вид светил и позволяли очень точно изучать их положения и собственные движения.

Развитие фотографии потребовало постройки специальных рефракторов. Такие инструменты, получившие название астрографов, стали изготовлять в Англии Г. Грэбб, во Франции Ф. Готье и братья Поль и Проспер Анри (оптики) и фирма «Репсольд» в Германии. Однако на первом этапе для этой цели приспосабливали существующие визуальные рефракторы несколькими способами: установкой специальных коррекционных линз небольшого диаметра вблизи фокуса, изготовлением сменных линз и другими методами. Иногда изготовляли астрографы с двойными телескопами для визуальных наблюдений и фотосъемки.

Специалисты рассчитали многолинзовые объективы для фотографических камер с большим полем зрения, например объектив Пецваля портретного типа в 1840 г. Он имел две линзы, разделенные большим воздушным промежутком, каждая из них в свою очередь состояла из двух крон-флинтовых линз (положительной и отрицательной). Из объектива этого типа были созданы специальные астрографические объективы, не имеющие оптических ошибок в заданных пределах. Более сложные объективы для астрографических целей — анастигматы имели большие рабочие поля. К числу таких относятся объективы типа Тейлора (триплеты), Тессара (четырехлинзовые), Росса, Зонненфельда и ряд других, которыми располагают ныне многие обсерватории.

В СССР объектив типа Пецваля (D = 17 см, F = 0,8 м, А = 1 : 4,7) имелся в Пулковской обсерватории на бредихинском астрографе, объектив типа Росса (D = 10 см, F = = 0,7 м, А = 1 : 7)— на двойном астрографе под шифром АКД конструкции Н. Г. Пономарева. На аналогичном двойном астрографе в Голосеево установлены два отечественных объектива типа Тессар — «Индустар-17»²⁷ (D = 12 см, F = 0,7 м, А = 1 : 5,8). Четырехлинзовые объективы типа Зонненфельда имеются на астрографах Крымской, Московской (D — 40 см, F = 1,6 м, А =1 : 4) и Абастуманской (D = 20 см, F = 1 м, А = 1:5) обсерваторий.

За рубежом во многих обсерваториях наряду с подобными     объективами     применяются    объективы-апохроматы, имеющие по сравнению с ахроматами уменьшенный вторичный спектр (цветовые ошибки). Их изготовление стало возможным только после разработки и освоения технологии изготовления новых, специальных сортов стекол.

Астрографы с успехом применялись для систематического изучения небесной сферы фотографическим способом, изобретенным в 1839 г. после открытия Л. Дагера. Вскоре, как указано выше, были получены дагерротипы Солнца, солнечных пятен, Луны, звезд. Это были первые опыты практического использования фотографии. Фотоснимки производились на светочувствительной пленке на металле.

На смену дагерротипному способу в 1851 г. пришел мокроколлоидный, который также применялся для фотографирования Солнца, Луны, звезд и т. д. Оба способа не дали обнадеживающих результатов. Последний в 1871 г. был заменен изобретенным Р. Мэдтоксом способом фотографии с сухими бромо-желатиновыми пластинками, которые употребляются до настоящего времени.

Первыми астрономами, применившими фотографию, были У. К. Бонд и Д. Ф. Бонд, Г. Дрепер, Л. М. Резерфорд в США, братья Анри во Франции, Варрен Делярю в Англии.

Открытия с астрографами наглядно иллюстрируются результатами изучения малых планет—астероидов, т. е. звездоподобных, или планетоидов (название, предложенное В. Гершелем).

Ученые считают, что астероиды — это обломки планет, которые со временем подвергнутся дальнейшему взаимному дроблению в  результате столкновений.

В 1891 г. М. Вольф в Гейдельберге с 15-сантиметровой камерой, имеющей портретный объектив, открыл первую малую планету фотографическим способом. Ее назвали Бруцией (№ 323). В следующем году он открыл уже 18 малых планет, а А. Шарлуа в Ницце — 10. К 1935 г. астрономы занумеровали уже 1375 малых планет. Это весьма значительная цифра, если учесть, что малые планеты получают номер не при их первом обнаружении ученым, а только после того, как будет изучено их движение, указаны их положения и даты следующего появления, необходимые для дальнейшего наблюдения²⁸.

В России первая малая планета была открыта Η. Μ. Ляпиным в 1906 г., работавшим тогда временно в Пулкове. Крупных успехов в открытии новых малых планет достигла Симеизская обсерватория. В ней до 1941 г. было открыто и изучено 113 малых планет (и еще много комет). Большие заслуги в этом принадлежат Г. Н. Неуймину.

Симеизская планета № 748 в честь ее открывателей получила наименование «Симеиза», а планету, открытую С. И. Белявским в 1916 г. (№ 852), в честь В. И. Ленина назвали «Владиленой».

В 1898 г. немецкий астроном Г. Витт в Берлине открыл малую планету (№ 433), которую назвали Эрос (в среднем 10,7 зв. вел., от 6,7 до 11,3 зв. вел.), а австриец Э. Оппольцер в 1901 г. обнаружил колебания его блеска на 1,5 зв. вел., обусловленные вытянутостью тела и неровностью поверхности.

Этот астероид в некоторые моменты подходит к Земле на расстояние 0,15 а. е. (22,3 млн. км), что благоприятствует определению по нему параллакса Солнца. В 1900—1904 гг. ряд астрономических обсерваторий мира включился в эту работу. Среди них была и Пулковская обсерватория, в которой наблюдения проводили Ф.Ф. Ренц на 76-сантиметровом рефракторе, а В. В. Серафимов и А. П. Соколов —на 38-сантиметровом рефракторе. Обработка собранной информации, выполненная К. Хинксом, дала параллакс Солнца, равный 8",806 и 8",807 по визуальным и фотографическим наблюдениям соответственно²⁹.

Некоторые еще более слабые малые планеты приближаются к земной орбите даже на меньшее расстояние и иногда входят внутрь ее (внутрь орбиты Венеры). Например, открытый в 1932 г. Амур (№ 1221) в перигелии своей орбиты находился на расстоянии 15,5 млн. км от Земли, а еще не занумерованный Гермес (в Международном астрономическом каталоге в этом случае указывают год открытия и две буквы: 1937, UB) 30 октября 1937 г. прошел от Земли на расстоянии всего лишь 0,58 млн. км, т. е. только в 1,5 раза дальше Луны.

Слабые малые планеты в сравнении с другими планетами имеют незначительные размеры. Например, Адонис яркостью 18,5 зв. вел. (1936, CA) имеет поперечник всего лишь около 0,8 км. 7 февраля 1936, г. он прошел на расстоянии 2 млн. км от Земли. Интересно отметить, что Адонис и Гермес настолько ослабли, удаляясь от Земли, что вообще были потеряны астрономами. Попытка найти Адонис с помощью мощного 2,5-метрового телескопа была предпринята обсерваторией Маунт-Вилсон (Р. С. Ричардсон, 1943 г.), однако она не увенчалась успехом. Возможно, что в дальнейшем Адонис и Гермес при повторном приближении к нашей планете будут найдены, но их могут принять за новые малые планеты, и тогда они получат какие-либо новые названия. Теоретические расчеты показывают, что в принципе с современными мощными телескопами можно найти до 75 тыс. малых планет-астероидов (до 20-й фотографической зв. вел.).

В. Бааде 26 июня 1949 г., работая с телескопом диаметром 1,22 м системы Шмидта на обсерватории Паломар, фотографическим способом открыл новый интересный астероид (№ 1566), названный Икаром. Он располагался тогда в созвездии Скорпиона и передвигался за час на V10 диаметра Луны. Затем движение его замедлилось. Американский ученый С. Херрик провел всестороннее исследование Икара. Он установил, что его диаметр равен около 1,5 км, а период обращения, составляющий 409 суток, соизмерим с годичным периодом Земли в 365,25 суток. Несложный расчет показывает (409 X 17 = 6953 и 365,25 X 19 = 6940), что Икар будет сближаться с Землей через каждые 19 лет. Например, 15 июня 1968 г. Икар приблизится к Земле на расстояние 7,0—7,6млн. км (возможная ошибка не более 1 млн. км)³⁰.   Яркость его будет все же очень слабой, около 13 зв. вел., направление движения — почти перпендикулярным . земной орбите, а скорость относительно Земли — равной 43 км/сек. Астрономы возлагают много надежд на наблюдение этого интересного объекта как с Земли, так и из Космоса³¹. В зарубежной печати в связи со сближением Икара с Землей публикуется много необоснованной фантастики.

Для многих малых планет определены углы фаз (угол между направлениями от планеты к центру Солнца и к наблюдателю) и их коэффициенты, т. е. изменение звездной величины на Г угла фазы. Для Цереры, например, получено значение 0,043, Паллады — 0,033, Юноны — 0,030, Весты — 0,030. Колебание блеска, наблюдавшееся у Эроса, обнаружено и у других планет.

Если первоначально для открытия малых планет употреблялись сравнительно небольшие камеры диаметром от 12 до 25 см, то позднее для этих целей стали применять более сильные 40-сантиметровые астрографы. Как и прежде, производились также и непосредственные визуальные микрометрические измерения.

Фотография широко применялась также для изучения поверхностей планет, особенно Марса, первый снимок которого через рефрактор сделал в 1879 г. Б. А. Гульд в Кордобе (Аргентина). Г. А. Тихов получил блестящие фотографии Марса в оппозицию в 1909 г. через светофильтр на 76-сантиметровом пулковском рефракторе. Ученые астрономы систематически фотографировали Марс и в наше время: в СССР — Н. П. Барабашов с сотрудниками Харьковской  обсерватории,   а  за  рубежом — А. Камишель и A. Дольфус на станции Пик дю Миди, последователи П. Лоуэлла К. Лампланд, Е. и В. Слейферы во Флагстафе, B. Райт (после 1924 г.) в Ликской обсерватории. В итоге многочисленных наблюдений ученые обнаружили:

1)  уменьшение контрастов деталей к краю планеты, что говорит о наличии у нее атмосферы;

2)   сезонные изменения участков поверхности Марса, временами выпадение снега, его таяние, пылевые бури и т.п.

3)   систематические изменения диаметра в зависимости

от цвета лучей, использованных при фотографировании (диаметр увеличивается в синих и уменьшается в красных лучах, что обусловлено как атмосферой Марса, так и фотографическими явлениями в эмульсии);

4)  отражательные свойства «материков», имеющих светло-оранжевый цвет, и «морей» — темных частей поверхности, которые при фотографировании через большие телескопы показывают мозаичную структуру;

5)  тонкую структуру каналов, в виде отдельных образований, при хороших изображениях в телескопы с большим объективом, наблюдаемую более четко в моменты потемнения морей; совсем недавно фотографированием из Космоса (с межпланетного корабля) на поверхности Марса обнаружены образования по виду напоминающие кратеры;

6)  полярные шапки, иногда окантованные темной каймой либо ободком в результате таяния снега, и их обоюдное сезонное изменение;

7)  отсутствие больших открытых водоемов (согласно расчетам В. Г. Фесенкова). Многие из этих открытий подтверждены наблюдениями с рефлекторами.

Крупных успехов при фотографировании неба достигли М. Вольф и Э. Барнард. Первый из них открыл в 1891 г. туманность, напоминающую по очертанию североамериканский материк и названную поэтому «Северная Америка» Им же выявлены ряд темных туманностей, отражательная туманность, окутывающая звезды в Плеядах, и около 5000 туманных ядер — размытых объектов, оказавшихся как выяснено позднее, внегалактическими туманностями спиралевидной, эллиптической и иррегулярной формы, расположенными очень далеко.

Э. Барнард сфотографировал Млечный Путь и составил атлас темных туманностей, на которые при визуальных наблюдениях в Риме еще в 1877 г. обратил внимание А. Секки Фотографическим способом Э. Барнард обнаружил пятого спутника Юпитера яркостью 14,0 зв. вел., который расположен гораздо ближе к планете, чем остальные семь, и по этому обращается вокруг нее за 12 час³².

Усилиями ученых многих стран с помощью фотографии измерены точные, положения слабых звезд на небе, составлены «Карты неба» и проведен ряд других фундаментальных коллективных работ. Все эти достижения в XIX — XX вв. шли параллельно—путем астрономических наблюдений при помощи рефракторов и рефлекторов, и поэтому их трудно разграничить.

В заключение отметим, что многие линзовые телескопы-рефракторы были улучшены путем замены или добавления оптики. У. Пиацци-Смит в 1874 г. первым улучшил упомянутый выше портретный объектив Пецваля, устранив его ошибку — кривизну поля тем, что поставил перед фокальной плоскостью рассеивающую линзу. Это был фактически первый однолинзовый анастигмат — объектив со всеми исправленными ошибками (введенная линза не влияет на остальные ошибки — аберрации), специальные многолинзовые анастигматы были изобретены только в 1891 г.

В дальнейшем к существующей оптике добавлялись разнообразные системы. В одних употреблялись афокальные (не меняющие фокуса) ахроматические линзы-компенсаторы в сходящемся пучке (рефракторы Пулкова, Лика и Йеркса диаметром соответственно 76, 91 и 102 см), в других — сменные линзы, в частности, для изменения области ахроматизации, в третьих — увеличительные или уменьшительные камеры.

В 1956 г. А. Мейнел разработал уменьшительную камеру для йеркского рефрактора D = 1,02 м. Она состоит из линзы поля, коллиматорной линзы (что позволяет установить ИПФ³³ и другие элементы, требующие параллельных пучков малого сечения) и камерной линзы. В комбинации с йерксовским рефрактором F/18 получается комбинация F_e/3 (с полем 30'), т. е. короткофокусная, и диск дрожания, обусловленный волнением земной атмосферы, в линейной мере уменьшается. Употребление этой камеры дает высококачественные фотографии туманностей.

Выигрыш этой комбинации при выдержке 1 мин составляет 2,3 зв. вел., при выдержке 30 мин — 4 зв. вел., но, естественно, при меньшем масштабе снимка. При увеличении фотографий для сравнения делали уравнивание масштабов при F/18 и F_e/3. Камера испытывалась и в кассегреновском фокусе Макдональдского рефлектора D = 2,08 м, что дает F_e/2, где также показала замечательные результаты.

Комментарии

20. Из-за кратковременности явления М. В. Ломоносову, как и последующим наблюдателям, казалось, что светлое сияние пересекло темный диск планеты и как бы является продолжением солнечного диска.

21. Необходимо отметить, что другие наблюдатели отмечали совсем другое явление, названное «явлением черной капли» (рис. 7, f). Сразу после второго и перед третьим контактами дисков планеты Венеры и Солнца образовывалась темная перемычка. Это явление, не наблюдавшееся или не описанное М. В. Ломоносовым, связано главным образом не с атмосферой Венеры, а с различными оптическими помехами (иррадиация, дифракция, аберрации, турбуленция и рассеяние в земной атмосфере и т. д.). Из-за явления иррадиации, в частности, Венера кажется на диске Солнца меньше по диаметру, а само Солнце больше (их истинные дуги на рис. 7, f показаны пунктиром).

22. Цит. по статье: В. В. Шаронов. Явление Ломоносова и его значение для астрономии.— «Астрономический журнал», 1952, т. 29, № 6, стр. 728.

23. Отметим, что уже в 1811 г. при Главном штабе в Петербурге была организована механическая мастерская, которая в 20-х годах производила астрономические инструменты, в частности линзовые телескопы-рефракторы, вполне удовлетворительного качества.

24. В этом телескопе окуляр располагается на пересечении часовой оси и оси склонения, что очень удобно для визуальных наблюдений.

25. Т.е. (a - b)/a, где a — экваториальный и b — полярный радиусы Земли.

26. Путем измерения поляризации в 1950 г. А. Дольфус доказал наличие следов атмосферы у Меркурия.

27. В каждой стране объективы имеют свою марку.

28. В настоящее время зарегистрировано около 1700 малых планет с известными орбитами. Из них четыре планеты открыты визуальным способом   в   1801—1807гг.;   в   1850 г.   открыта 13-я, в 1865 г.— 84-я, в 1875 г.—157-я, 1885 г.—253-я, и в 1890 г.—302-я планета. Все эти открытия сделаны также визуальным способом. Затем последовали новые многочисленные открытия, но в основном фотографическим способом.

29. На международной конференции директоров национальных эфемерид 1896 г. в Париже по многочисленным и разнообразным наблюдениям было принято для геоцентрического параллакса Солнца 8",80, что дает 1 а.е. =150 млн. км. В дальнейшем наблюдательный материал накапливался (многое дали современные радиолокационные наблюдения Меркурия, Венеры и Марса в СССР и США). В августе 1964 г. на 12-ой Генеральной Ассамблее Международного астрономического союза в Гамбурге с учетом всего материала и в целях согласования различных фундаментальных постоянных между собой было принято для параллакса Солнца 8",794 и для 1 а.е.  =146,6 млн. км (среднее расстояние Земли от Солнца — астрономическая единица. См.: К. А. Куликов. Система астрономических постоянных.—«Астрономический журнал», т. 42, 1965, стр. 666).

30. Г. А. Чеботарев. Из мирового координационного центра по теоретическим работам и публикации данных о положении и датах малых планет в Институте теоретической астрономии АН СССР.—«Земля и Вселенная»,  1966, т. 5,  стр. 30.

31. В. А. Бронштэн. Свидание с Икаром.— «Земля и Вселенная», т. 5,  1966, стр. 2 .

32. Как и везде, блеск спутников указан для среднего противостояния.

33. Интерференционно-поляризационный  фильтр для очень узкого участка  спектра. Через F мы   обозначаем    оригинальные   фокусные расстояния объектива или зеркала, а через  F_e — эффективные (после добавления какой-либо оптики).