Эволюция Вселенной и происхождение жизни
Шрифт:
Рис. 8.2. Простая аналогия аберрации света. Бегущий под дождем человек наклоняет зонт в направлении движения, как будто дождевые капли падают вниз под углом.
Сегодня мы знаем, что Этамин находится довольно далеко и его годичный параллакс равен примерно 0,02", что гораздо меньше 20". С помощью телескопа Молине и его метода невозможно было заметить столь малый параллактический эффект на фоне значительно более сильной аберрации.
Открытие аберрации стало значительным событием с нескольких точек
Он изучал движение ближайшего спутника Юпитера — Ио, надеясь использовать его как «часы» для определения географической долготы в открытом море (этот способ предложил Галилей). Но часы оказались не такими точными, как предполагалось. Иногда они «спешили», а иногда «отставали», в зависимости от того, был ли Юпитер по одну сторону от Солнца с Землей или же Земля и Юпитер оказывались по разные стороны от Солнца. Рёмер убедился, что эти 22-минутные вариации обусловлены не ошибками в конструкции космических часов, а конечным значением скорости света. Это как раз то время, за которое свет проходит расстояние, равное диаметру земной орбиты. В его докладе не было подробных вычислений скорости. Рёмер только рассказал, как он обнаружил видимые изменения в движении Ио и что это укрепило его уверенность в том, что причиной изменений служит конечность скорости света. Если проделать вычисления с современными единицами измерения, то получим скорость около 227 000 км/с, а ее точное значение равно
с = 299 792,458 км/с.
Различие обусловлено трудностью хронометража движения Ио. В любом случае скорость света огромна по сравнению с привычными движениями на Земле. Чтобы ее измерить, было необходимо перейти в «космическую лабораторию», где даже свету требуется заметное время для преодоления больших расстояний.
Этот вывод был встречен без особого энтузиазма, поскольку бытовало мнение, что лучи света распространяются мгновенно. К примеру, Кеплер и Декарт разделяли эту точку зрения, однако Галилей предложил эмпирический способ проверки этого предположения, используя двух человек с фонарями, обладающих острым зрением и быстрыми руками. Спустя десять лет Ньютон в своей книге «Начала» сообщил, что «по измерениям астрономов» скорость света конечна. В Париже тоже было не все однозначно, так как начальник Рёмера, Джованни Кассини, ранее предлагал похожее объяснение необычного поведения Ио, но вскоре отказался от него, видимо, как от слишком спекулятивного для столь изощренного наблюдателя планет. В общем, до конца жизни Рёмера Парижская Академия наук так и не смогла решить, с какой же скоростью движется свет — конечной или бесконечной (рис. 8.3).
Рис. 8.3. Часть сообщения Парижской Академии, содержащая доклад Рёмера об открытии конечной скорости распространения света.
Открытие Брадлеем аберрации света решило этот вопрос. Исходя из скорости Земли на орбите и наблюдаемого изменения видимого положения звезды Этамин, Брадлей смог вычислить скорость света — результат почти совпал с измерениями Рёмера. Эти два совершенно разных наблюдения убедили научное сообщество в конечности скорости света. Если бы скорость света была бесконечной, аберрация была бы нулевой.
Ньютон скептически смотрел на возможность создания линзовых объективов, лишенных цветовых погрешностей. Но в XVIII веке оптики смогли их изготовить. Одним из них был Джон Доллонд из Лондона, получивший около 1757 года первый патент на изобретение ахроматического объектива. Сначала он состоял из двух линз, но позже сын Джона, Питер, сделал трехлинзовый объектив. Внешние линзы были выпуклые, из обычного стекла типа крон, а между ними была вставлена двояковогнутая линза, изготовленная из сильно преломляющего стекла типа флинт. При такой конструкции лучи света разных цветов фокусируются почти в одной точке фокальной плоскости.
Вначале ахроматические объективы были малы, меньше ю см в диаметре. И только в 1799 году франко-швейцарский ремесленник и любитель оптики Пьер Луи Гуинанд научился делать большие диски из флинта хорошего качества, а затем изготовил из них и ахроматические объективы; самый большой из них был диаметром 35 см. Вначале Гуинанд держал свой метод в секрете. Но в 1805 году он переехал в Мюнхен, где начал сотрудничать с Йозефом Фраунгофером. Так искусство изготовления линз Гуинанда объединилось с искусством механика Фраунгофера, что заметно сказалось на развитии науки.
Йозеф фон Фраунгофер (1787–1826) осиротел в и лет и был вынужден пойти работать. Его взял к себе подмастерьем мастер по изготовлению зеркал, который, к сожалению, умер через три года в результате несчастного случая в мастерской. Пострадал при этом и Фраунгофер, но это не сказалось на его карьере. Он смог поступить на работу к Йозефу фон Утцшнайдеру (1763–1840), владевшему фирмой по изготовлению оптических приборов. Необразованный, но талантливый юноша быстро продвинулся, стал помощником Утцшнайдера и принялся изучать свет и оптику. Их фирма, состоявшая из более чем полусотни человек, вышла в мировые лидеры по изготовлению точных приборов для геодезии, навигации и астрономии.
Наряду с оптикой развивались и прочие части телескопа. Мы уже рассказывали о нитяном микрометре (спасибо пауку!), необходимом для точных позиционных измерений. Другим полезным для астрономии прибором стали часы. Как было сказано в главе 7, Гюйгенс создал первые маятниковые часы. Они преобразили и наш быт, и науку и тут же нашли применение в астрономии.
Звездное небо вращается с постоянной скоростью, поэтому, чтобы узнать, где искать звезду, нужно знать время. Или наоборот, если наблюдать звезду, когда она пересекает на юге меридиан, то момент пересечения дает координату долготы этой звезды на небе («прямое восхождение»). Если быть точным, то речь идет о сидерическом времени, которое отличается от нашего обычного солнечного времени, потому что звездное небо вращается немного быстрее Солнца. Причина в том, что в дополнение к суточному вращению Земли она еще обращается и вокруг Солнца. Это приводит к тому, что звездное небо совершает один «лишний» поворот за год, и поэтому сидерическое (звездное) время течет быстрее солнечного на 4 минуты в сутки (24 4/365 сут = 4 мин). Используя направленный к югу меридианный инструмент и точные часы, астрономы измерили точные значения координат для тысяч звезд, создав базу для первых успешных определений звездных параллаксов.
Измерения аберрации показали, что годичный параллакс звезд значительно меньше аберрации и что звезды расположены гораздо дальше, чем казалось. Это вынудило астрономов развивать новые, более точные методы наблюдения и стараться угадать перспективные, наиболее близкие звезды, параллаксы которых были бы достаточно велики и доступны для измерения.
Вильям Гершель (подробно мы расскажем о нем в другом месте) стал первым, кто попытался применить метод относительных параллаксов Галилея при наблюдении реальных звезд. Он составил список сотен звездных пар на небе и выбрал для измерения те пары, в которых одна из звезд была заметно менее яркой. Если считать, что эта тусклая звезда расположена гораздо дальше яркой, ее можно использовать как звезду сравнения, относительно которой измеряется параллактический сдвиг более яркой и близкой звезды. Заметим, что у обеих звезд в паре аберрация практически одинаковая, поэтому ее можно не учитывать.