2i.SU
Астрономия

Астрономия

Содержание раздела

Астрономические символы

ИСТОРИЯ АСТРОНОМИИ

АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА – науки, изучающие движение и природу Солнца, Луны, планет, звезд, галактик и других небесных тел. Астрономия всесторонне изучает небесные объекты, включая их положение, движение и общие характеристики. Астрофизика, в значении, которое придавали этому термину при его появлении в начале 20 в., исследует природу и эволюцию космических тел на основе современной атомной физики. Связанная с ними космология изучает Вселенную как целое и исследует ее крупномасштабную структуру.

Астрономия – одна из старейших наук. Есть доказательства, что еще доисторические люди знали об основных явлениях, связанных с восходами и заходами Солнца, Луны и некоторых звезд. Среди древнейших письменных источников встречаются описания астрономических явлений, а также примитивные расчетные схемы для предсказания сезонных моментов восхода и захода ярчайших светил и методы счета времени и ведения календаря. Теории, которые на основе развитой арифметики и геометрии объясняли и предсказывали движение Солнца, Луны и ярких планет, были созданы в странах Средиземноморья в последние века дохристианской эры и вместе с простыми, но эффективными глазомерными приборами служили практическим целям вплоть до эпохи Возрождения. Почти во всех этих теориях Земля располагалась в центре Вселенной, а вокруг нее обращались Луна, Солнце, планеты и звездная сфера. Но в 16–17 вв. в просвещенных странах Европы утвердилась новая концепция, согласно которой в центре Вселенной расположено Солнце, а Земля и другие планеты движутся вокруг него. Благодаря изобретенному в те же годы телескопу астрономы узнали, что звезды – это такие же солнца, но удаленные на гигантские расстояния.

Появление в 18–19 вв. крупных телескопов и выполнение систематических наблюдательных программ привели к открытию того, что Солнце входит в огромную дискообразную систему из многих миллиардов звезд. В начале 20 в. астрономы обнаружили, что эта система является одной из миллионов подобный ей галактик и что все они разлетаются друг от друга как будто бы от сильного толчка в далеком прошлом. Развитая в те же годы квантовая физика позволила астрономам начать исследование ядерных процессов как источника энергии Солнца и звезд, что привело к разгадке их жизненного цикла. Во второй половине 20 в. новые средства наблюдения – радиотелескопы и космические обсерватории – обнаружили множество необычных типов звезд и галактик, совершенно не похожих на наше Солнце и нашу Галактику. К началу третьего тысячелетия у астрономов появляется все больше уверенности, что они верно понимают основные этапы эволюции Вселенной от самых первых событий, происходивших более чем 10 млрд. лет назад. У астрономов и других ученых, изучающих планеты, утвердилось понимание основных этапов формирования и эволюции нашей планетной системы из газо-пылевой туманности, оставшейся после формирования Солнца.

Астрономия всегда была наблюдательной наукой. Даже до начала 17 в., несмотря на ограниченные возможности невооруженного глаза и простоту измерительных приборов, астрономы составили каталоги сотен звезд и проследили видимые пути Солнца, Луны и пяти известных тогда планет (Меркурий, Венера, Марс, Юпитер и Сатурн) с точностью, достигающей одной угловой минуты, т.е. одной тридцатой доли видимого диаметра Луны. Изобретение телескопа привело к стремительному прогрессу в наблюдениях и измерениях. Астрономы все более детально изучали поверхности Солнца, Луны и планет, обнаружили сотни астероидов, изучили движение комет, занесли в каталоги тысячи новых звезд, открыли звездные скопления, слабые туманности и другие галактики.

Астрофизика, хотя она и опирается на экспериментальную физику, – в основном тоже наблюдательная наука. Астрономы могут лишь наблюдать и измерять космические объекты, свет от которых доходит до их приборов, используя затем для интерпретации теоретическую физику, химию и другие науки.

Эта статья начинается с краткого обзора астрономической Вселенной: от нашей планеты и ее окрестностей к нашей звезде – Солнцу, затем к нашей Галактике – Млечному Пути и далее к границам изученной Вселенной. Затем в исторической последовательности будет подробно рассказано о научных приборах и методах, о полученных с их помощью астрономических и астрофизических фактах, о персональной работе некоторых астрономов. Астрономические инструменты создавались в связи с текущими историческими потребностями, но, появившись, открывали новые перспективы и области исследования.

АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ВСЕЛЕННАЯ

Солнце – рядовая звезда среднего размера и среднего возраста. Это горячий газовый шар диаметром 1 390 000 км и массой в 333 000 раз больше Земли, состоящий в основном из водорода. В его центре, где давление в миллиард раз больше давления воздуха у поверхности Земли, а температура 13 000 000 К, термоядерные реакции превращают водород в гелий с выделением огромной энергии. Эта энергия постепенно достигает более холодной (5800 К) солнечной поверхности и покидает ее в виде излучения и сверхзвуковых потоков заряженных и нейтральных частиц, называемых солнечным ветром. В недрах звезд и при их взрывах также синтезируются более тяжелые химические элементы.

После того, как 4,5 млрд. лет назад в результате гравитационного коллапса родительской туманности сформировалось Солнце, из других достаточно массивных уплотнений солнечного вещества образовались большие планеты Солнечной системы. Вблизи некоторых из формирующихся планет подобные же процессы привели к возникновению спутников – лун. У близких к Солнцу планет сформировались массивные металлические ядра, покрытые каменистой оболочкой. Земля, Марс и, возможно, Венера имели океаны, но только у Земли он сохранился. Большинство из планет теплой внутренней части Солнечной системы сохранило свои атмосферы. Во внешней холодной области Солнечной системы образовались гигантские газовые планеты, окруженные множеством спутников с металлическими и каменными ядрами, покрытыми ледяной оболочкой. Все внешние планеты имеют системы колец, состоящих из движущихся по орбитам частиц пыли и льда, но только у Сатурна эти кольца так велики, что их можно увидеть даже в небольшой телескоп. Все планеты обращаются вокруг Солнца, а большинство их спутников – вокруг своих планет в одном и том же направлении и в плоскостях, лишь на несколько градусов отстоящих от плоскости орбиты Земли – эклиптики.

Между орбитами Марса и Юпитера расположен пояс астероидов – область, населенная металлическими и каменными фрагментами – вероятными остатками одной или нескольких протопланет, разрушенных соударениями и приливными силами. На периферии Солнечной системы по орбитам вокруг Солнца движутся миллионы комет – холодных каменно-ледяных глыб. Их удается обнаружить в тех случаях, когда орбита кометы заходит во внутренюю часть Солнечной системы. Хотя межпланетное пространство практически пусто, в нем рассеяны атомы, молекулы и частицы пыли. Поток солнечного ветра выносит магнитное поле Солнца на периферию планетной системы.

Солнце – лишь одна из миллиардов звезд, составляющих огромную сплюснутую галактику – Млечный Путь. В то время как до ближайшей к нам звезды Проксимы Кентавра свет идет 4,3 года, ближайший сосед Млечного Пути – галактика в Андромеде – удалена на 2,2 млн. св. лет. Галактики имеют различные формы и размеры, но все они представляют собой гравитационно связанные системы из звезд и разреженного межзвездного газа и пыли. У спиральных галактик, подобных нашей, звезды образуют медленно вращающийся сплюснутый диск диаметром около 100 000 св. лет. Центральное сферическое уплотнение (балдж) у них состоит из старых звезд, тогда как более молодые сосредоточены на периферии в спиральных рукавах. Солнце находится в одном из спиральных рукавов Млечного Пути на расстоянии ок. 28 000 св. лет от центра Галактики и совершает один оборот вокруг него примерно за 200 млн лет. Все видимые невооруженным глазом звезды принадлежат тому же или ближайшим спиральным рукавам. Излучение более далеких или слабых звезд, неразличимых глазом по отдельности, можно заметить на небе в виде рассеянного света, усиливающегося к размытой полосе Млечного Пути. Балдж и диск нашей Галактики окружены протяженным гало, в котором помимо отдельных старых звезд движутся шаровые скопления из сотен тысяч звезд каждое. Наша Галактика – член гравитационно связанной системы, получившей название «Местная группа» и включающей также галактику в Андромеде, две небольшие галактики неправильной формы, называемые Магеллановыми Облаками, и еще несколько звездных систем.

Солнце – это типичная звезда, каких множество в каждой галактике. Девяносто процентов всех звезд имеют массы от 0,1 до 50 масс Солнца; масса – важнейшая характеристика звезды. Другие важные ее параметры – это температура, светимость и возраст. Звезда, подобная Солнцу, формируется в результате гравитационного сжатия родительского облака, которое длится несколько миллионов лет, пока в его центре не начнутся ядерные реакции. После этого звезда остается довольно стабильной в течение примерно 10 млрд. лет. Лишь после того как большая часть водорода в ее ядре переработается в гелий, внешние слои звезды расширяются и остывают, и звезда становится красным гигантом. В ядре может начаться термоядерное «горение» гелия и других элементов, но в итоге оно сожмется и станет белым карликом (у маломассивных звезд) или нейтронной звездой (у звезд средней массы), чем и закончится жизнь звезды. Массивные звезды в конце своей эволюции становятся неустойчивыми, начинают пульсировать и выбрасывать вещество; некоторые из них целиком взрываются как сверхновые. Ядра массивных звезд коллапсируют полностью и становятся черными дырами.

Звезды различного вида и на разных стадиях эволюции встречаются по всей галактике, но некоторые их типы сосредоточены в определенных местах. Те области галактик, где сконцентрированы газ и пыль (т.е. спиральные рукава), преимущественно содержат скопления молодых звезд. Это понятно: именно из газа формируются скопления и ассоциации молодых звезд, часто объединенных в двойные и тройные системы. Даже в нашей Солнечной системе, будь Юпитер раз в десять массивнее, он бы тоже стал звездой – компаньоном Солнца.

Похожие на Млечный Путь спиральные галактики весьма распространены, но встречаются и эллиптические галактики, почти лишенные газа и пыли. Некоторые галактики имеют неправильную, асимметричную форму. Астрономы еще не пришли к согласию относительно того, распались ли некогда на звезды газовые облака галактического размера или сначала из заполнявшего Вселенную газа сформировались звезды, а затем уже под действием гравитации они объединились в галактики. Существует немало теорий превращения галактик одного типа в другие, и у астрономов есть наблюдательные свидетельства того, как галактики сталкиваются и меняют форму. Повсеместно галактики объединены в системы, подобные Местной группе; обзоры неба выявляют крупномасштабное распределение галактик, их концентрацию в гигантских сверхскоплениях и линейных структурах, разделенных пустым пространством.

Астрономы и космологи считают, что Вселенная образовалась от 10 до 20 млрд. лет назад в процессе грандиозного явления, названного Большим взрывом. После сравнительно короткого периода, когда излучение остыло, а вещество успокоилось, Вселенная перешла в фазу медленного расширения, которая продолжается и поныне. Реликтом тех бурных событий считают слабое фоновое излучение, приходящее равномерно со всего неба.

Поскольку скорость света конечна, далекие галактики мы видим и удаленными во времени. Используя крупнейшие наземные и космические телескопы, астрономы заглядывают в прошлое Вселенной почти на 10 млрд. лет. Используя эти наблюдения и вычисляя скорость расширения Вселенной, ученые пытаются уточнить ее возраст. Они хотели бы также узнать, будет ли Вселенная расширяться всегда, до тех пор, когда погаснут последние звезды, а новые не смогут образоваться из разреженного вещества. Если плотность Вселенной достаточно велика, то ее расширение постепенно замедлится, остановится и сменится сжатием. В конце концов все вещество Вселенной сколлапсирует, произойдет «Большая свалка», после чего может случиться новый Большой взрыв и начнется расширение новой вселенной. Сделанные до сих пор оценки плотности Вселенной не дали окончательного ответа на вопрос о ее будущем. Две проблемы – возраст и будущее Вселенной – главное, над чем работали космологи 1990-х годов, понимая, что лишь новые наблюдения дадут окончательный ответ.

АРХЕОАСТРОНОМИЯ

Археологи нашли многочисленные свидетельства того, что в доисторические времена люди проявляли большой интерес к небу. Наиболее впечатляют мегалитические сооружения, построенные в Европе и на других континентах несколько тысяч лет назад. Состоящие из массивных каменных глыб размером до 20 м и весом до 100 т каждая, эти постройки являются крупнейшим строительным и организационным достижением людей бронзового века. Наиболее известен Стонхендж на равнине Солсбери в Южной Англии. Круговой ров 91 м в диаметре обрамляет два концентрических круга из вертикально стоящих камней с еще двумя концентрическими постройками внутри. В центре – алтарный камень. В основном это сооружение было создано между 2000 и 1500 до н.э. Археологический анализ показал, что это место использовалось и достраивалось не менее 1500 лет. В 18 в. ученые обнаружили, что наиболее заметные камни Стонхенджа указывают направление на точку восхода Солнца в день летнего солнцестояния. Астроном Дж.Хокинс установил в 1963, что Стонхендж использовали как гигантский прибор для предсказания времени и места на небе определенных астрономических событий, в основном восходов и заходов Солнца, Луны и некоторых звезд.

ВАВИЛОНСКАЯ, ШУМЕРСКАЯ И ЕГИПЕТСКАЯ АСТРОНОМИЯ

Доисторические люди, несомненно, использовали элементы практической астрономии для расчета сезонов и моментов различных астрономических событий. Антропологи зафиксировали множество таких обычаев и приемов даже у народов, не имевших письменности. Благодаря изобретению письменности сохранилось множество документальных свидетельств развития астрономии у великих речных цивилизаций, особенно Междуречья и Египта. Такой уровень развития астрономии достигнут, безусловно, благодаря сложной культуре этих цивилизаций.

На клинописных табличках, сделанных около 1800 до н.э., сохранились записи моментов восхода Луны и ее первого появления в новолуние. Как и многие другие народы, вавилоняне вели лунный календарь и начинали отсчет дней месяца с первого появления лунного серпа в лучах вечерней зари. Его легко было заметить в ясную погоду, но предсказать наперед, в какой именно вечер появится молодая Луна, было непростой задачей. Этот прогноз зависит не только от таких очевидных факторов, как продолжительность месяца, но и от весьма сложного сезонного изменения угла между эклиптикой и западной частью горизонта. Одним из достижений шумерской, а затем вавилонской астрономии была разработка арифметического алгоритма для предсказания этого важнейшего явления.

Венера – заметный объект, часто наблюдаемый в сумерки на западе. Поэтому не удивительно, что вечерний заход и утренний восход Венеры также отмечались, а затем вычислялись и предсказывались. В самых ранних из сохранившихся табличек записаны также восходы, заходы и кульминации некоторых ярких звезд. Вавилоняне уделяли особое внимание звездам Зодиака – полосы, проходящей вдоль видимого пути Солнца (эклиптики), в пределах которой перемещаются планеты. Они разделили Зодиак на 12 равных частей, назвав каждую из них именем ближайшего созвездия, и стали использовать угловые единицы, делившие небо на 360 частей (в основе системы счисления вавилонян лежало число 60).

Вавилонская астрономия достигла высокого уровня. Была полностью решена проблема вычисления месяца и года, весьма осложненная тем обстоятельством, что периоды орбитального движения Луны и Земли не кратны друг другу, и поэтому лунный и солнечный календари не удается согласовать надолго.

Другими достижениями вавилонских математиков были предвычисления сезонного изменения продолжительности дня, положения и фаз Луны, положения ярких планет и даже наступления лунных затмений. Вавилонские вычисления основывались не на какой-либо теории истинного положения небесных тел, а лишь на регулярности их видимых перемещений. Таким образом, вавилонские теории были полностью арифметическими: находились повторяющиеся последовательности в записях чисел и делались попытки продолжить их в будущее. Эти теории примитивнее развитых позже греками геометрических теорий, хотя и не уступают им в точности.

Египетская цивилизация существовала одновременно с вавилонской и достигла многого в области культуры, но к астрономии это не относилось. Вначале египтяне использовали лунный календарь, но вскоре отказались от него в пользу более простого, разделив год на 365 дней (12 месяцев по 30 дней плюс 5 праздничных дней в конце) и позволив солнечному календарю (т.е. сезонам года) расходиться с лунным календарем на четверть суток в год. Египтяне отмечали моменты восхода и захода ярких звезд, используя их для счета времени. Они также были отменными топографами: их пирамиды и прочие монументы изумительно точно (до нескольких угловых минут) ориентированы по сторонам света. Некоторые вентиляционные коридоры в пирамидах, вероятно, были ориентированы в точки верхней кульминации определенных звезд и могли служить визирными трубами.

ЭЛЛИНИСТИЧЕСКАЯ АСТРОНОМИЯ

Расцвет греческой (эллинистической) цивилизации в пору угасания вавилонской и египетской отмечен крупными изменениями в практической и теоретической астрономии. Греки переняли многие знания и учения предшествовавших цивилизаций, но изменили и систематизировали их в соответствии с новым взглядом на мир. Основанная на философии и космологии Платона и Аристотеля, имеющая теоретической базой геометрию греческих математиков, объединившая множество новых, зачастую более точных данных, астрономия Древней Греции стала развитой наблюдательной и теоретической дисциплиной и приобрела тот вид, который сохранился вплоть до эпохи Возрождения.

Греки развили практические методы астрономии для мореплавания, отраженные в поэмах Гомера 9 и 8 вв. до н.э. (в нескольких местах этих поэм описаны приемы определения месяца и года, ведения календаря и счета времени). Греки поддерживали тесные торговые контакты с соседними странами, и когда у них начался расцвет философии и естествознания (часто именуемый «греческим чудом»), они смогли объединить достижения разных народов.

Открытие прецессии. Около 430 до н.э. было обнаружено, что продолжительность сезонов не одинакова. Для определения дат равноденствий греки отмечали дни, когда Солнце садится в точке запада. Вместо того, чтобы выбирать ближайшую звезду, от которой начинать деление Зодиака на 12 знаков (как это делали вавилоняне), они выбрали точку неба, через которую проходит Солнце в день весеннего равноденствия, пересекая небесный экватор. В то время эта точка находилась в созвездии Овна и поэтому была названа «первой точкой Овна». В течение нескольких столетий никаких видимых изменений не отмечалось, но затем наблюдатели заметили, что эта точка смещается на фоне звезд, и открыли таким образом предварение равноденствия – прецессию.

Эфирные сферы и круговое движение. Используя греческие и старые вавилонские наблюдения, Евдокс Книдский (ок. 406 – ок. 347 до н.э.) попытался создать геометрическую модель небесных явлений. Он представлял Землю покоящейся в центре, вокруг которого вращается несколько концентрических прозрачных сфер. На каждой из них зафиксирована планета (в число которых тогда включали Солнце и Луну). Некоторые из сфер несли на себе другие сферы с осью, смещенной на некоторый угол. На самой внешней сфере располагались все звезды, поскольку их взаимное расположение никогда не менялось. Каждая из сфер вращалась с постоянной скоростью (важное философское требование): например, каждая звезда совершала оборот за сутки. Подбирая скорости вращения, расположение сфер и углы взаимного наклона их осей, Евдокс мог воспроизводить основные небесные явления. Ему удалось объяснить даже такие сложные и загадочные движения, как обратные петли Марса, Юпитера и Сатурна на фоне звезд и колебания Меркурия и Венеры около Солнца. Позже Аристотель (ок. 384–322 до н.э.) включил эту теорию в свое учение, количество сфер возросло и превысило 50, но попытки Каллиппа (род. ок. 370 до н.э.) и других сделать теорию более точно соответствующей наблюдениям не дали результата. Вскоре от этой теории как от расчетной схемы отказались, но она сохранила важное значение как космологическая модель.

Обобщенная космологическая система Аристотеля, доминировавшая на Западе около 2000 лет, утверждала одни физические принципы для подлунной сферы, а другие – для небесной. Четыре элемента подлунной сферы – земля, вода, воздух и огонь – характеризовались естественным прямолинейным движением либо к занятому Землей центру Вселенной (тяжелые), либо от него (легкие). В отличие от этого эфир, единственный элемент небесной сферы, обладал естественным круговым движением. Все научные теории о поведении вещества – то, что сейчас мы называем физикой, химией и даже геологией, – произошли из аристотелевой системы естественных движений и естественных мест. Согласно Аристотелю, планеты прикреплены к эфирным сферам Евдокса, круговое движение которых следует из их небесной природы.

Гиппарх. Гиппарх с о.Родос (ранее 161 – ок. 126 до н.э.) внес важный вклад в развитие астрономии. Он провел много точных наблюдений и сравнил их с результатами вавилонских и других астрономов. Составив новый каталог положений ярких звезд и сравнив его с предшествовавшими каталогами, он заметил, что эклиптические долготы всех звезд смещаются примерно на градус в столетие, тогда как широты остаются неизменными. Отсюда он заключил, что положение Солнца относительно звезд в моменты равноденствий (и солнцестояний) смещается, или прецессирует, в обратном направлении.

Наиболее важным вкладом Гиппарха стало развитие планетной теории. Тщательно измерив неравенство продолжительности сезонов, он понял, что Солнце перемещается по небу в течение года с переменной скоростью. Поскольку, согласно космологии Платона и Аристотеля, движение Солнца должно быть круговым и равномерным, он заключил, что неравномерность солнечного движения лишь кажущаяся. Расположив Землю чуть в стороне от центра сферы, несущей Солнце, он получил наблюдаемое неравномерное движение светила при истинном равномерном.

Проблему сложного движения Луны Гиппарх разрешил несколько иным путем. Вместо того, чтобы располагать центр лунного движения в центре Земли или чуть в стороне от него, он заставил Луну обращаться по небольшой окружности – эпициклу – центр которой движется вокруг центра Земли.

Птолемей. Греческая геометрическая астрономия достигла кульминации в Александрии в работах Птолемея (ок. 100 – ок. 170). Его сложный геометрический аппарат и математические методы дополнили вычислениями космологию Аристотеля и восторжествовали над конкурирующими методами и системами. Величайшая работа Птолемея Альмагест – это трактат по математическим методам вычисления положений планет на небесной сфере. Опираясь на глубокую традицию греческой геометрии, Птолемей преобразовал космологию Аристотеля в математическую модель Вселенной. Для каждой планеты он разработал свою теорию, состоящую из разнообразных геометрических приемов. Планета, по Птолемею, равномерно обращается вокруг центра эпицикла, который, в свою очередь, движется по кругу деферента, в центре которого (или рядом с ним) находится Земля. Эти движения планет, казавшиеся тогда не связанными друг с другом, позже нашли объяснение как движения с переменной скоростью по эллиптическим орбитам вокруг Солнца под действием его притяжения.

Даже при низкой точности глазомерных измерений 2 в. н.э. простой комбинации эпицикла и деферента было недостаточно. Поэтому Птолемей модифицировал теорию, нарушив этим канон Аристотеля. Во-первых, используя идею Гиппарха, он поместил Землю не в центре деферента. В случае Солнца эксцентрический деферент позволил ему вообще обойтись без эпицикла. Во-вторых, он предположил движение деферента равномерным не по отношению к его центру или даже к центру Земли, а по отношению к воображаемой точке, названной эквантом и расположенной симметрично положению Земли относительно центра деферента. Подбирая размер и наклон этих элементов, периоды обращения и смещение точек эксцентра и экванта, Птолемей мог объяснить наблюдаемое движение планет.

Альмагест Птолемея – объемистый и сложный трактат по астрономии. В нем описаны приборы и методы проведения наблюдений, даны таблицы положения звезд и предвычисленных положений планет, детально объяснены различные теории планет и указано, как пользоваться ими для вычисления положений планет, подробно обсуждаются данные наблюдений и теории предшественников. Альмагест далеко превзошел все предшествующие астрономические трактаты, поэтому большинство из них перестали копировать, и со временем они оказались потеряны, за исключением небольших фрагментов или ссылок.

Предсказание движений планет имело огромное значение. Во-первых, оно укрепляло веру в рациональное устройство мира. Эта заповедь Аристотеля, объединенная с теологией, воплотилась в «план Творца». На более практическом уровне математическая астрономия позволила рассчитывать календари, предсказывать затмения и, что важно, составлять гороскопы для государственных и личных нужд. Это последнее сохранило свою заметную, хотя и спорную роль даже после распространения на Западе христианства.

СРЕДНЕВЕКОВАЯ АСТРОНОМИЯ

Технический прогресс в изготовлении приборов для измерений невооруженным глазом привел к созданию более точных таблиц движения планет, а развитие вычислительных методов позволило точнее определять теоретические значения. Однако при этом выяснилось, что согласие между теорией и наблюдениями не очень хорошее. Было немало споров о том, как выйти из этого положения, но основная схема Птолемея, представляющая движение планет вокруг Земли с помощью комбинации равномерно вращающихся окружностей, сохранилась вплоть до Возрождения.

В Римской империи астрономия не развивалась. Хотя римляне достигли большого прогресса в политике, юриспруденции, риторике и технике, теорию и наблюдения в астрономии они почти не продвинули. После распада империи и нашествия варваров астрономия на Западе стала угасать. Она еще существовала в виде копий старых работ, но механическое переписывание сопровождалось множеством ошибок. Разработка календаря стала большой проблемой, и даже такое рутинное, но нужное дело, как определение основанных на лунном календаре дат религиозных праздников (например, Пасхи), было доступно лишь немногим образованным людям. Каталоги и рассчитанные Птолемеем таблицы сохранились, но все меньше и меньше людей понимало их и могло использовать. Те немногие, кто еще проводил наблюдения и фиксировал астрономические события, пользовались солнечными часами и простейшими приборами.

В то время как астрономия угасала в Европе после падения Рима, эта эллинистическая наука пустила мощные корни в соседних культурах Центральной Азии, а также достигла Индии. Были построены многочисленные обсерватории, крупнейшей из которых стала обсерватория Улугбека в Самарканде. Ученые Среднего Востока владели всеми астрономическими знаниями той эпохи, исправляли и дополняли методы и технику Птолемея.

Даже после 12 в., когда некоторые работы Аристотеля были открыты заново и в Европе начались интеллектуально наполненные времена схоластики, астрономия оставалась в упадке. Тем не менее, популярными стали космологические темы, касающиеся общего строения и движения Вселенной. Основой этого периода средневековой мысли были сочинения Аристотеля, к которым теологи и ученые написали множество комментариев. Вместе с Библией и трудами отцов церкви работы Аристотеля стали основой обучения. Предметом пылких дискуссий стало устройство сфер Евдокса и физические принципы их движения, возможная множественность миров и даже природа Луны.

Эти дискуссии подготовили образованный Запад к интеллектуальному взлету Возрождения, наступившему в 14 в., когда сохранившиеся в арабских странах античные знания хлынули в Европу. Наконец-то европейские астрономы смогли прочитать Птолемея, Аристотеля и других ученых древности в полном объеме и, что особенно важно, увидеть полную картину развития античной астрономии.

ВОЗРОЖДЕНИЕ

Коперник и гелиоцентризм. Н.Коперник (1473–1543), оказавшийся революционером в астрономии, поначалу работал в традиционном русле и почитал античное знание. Желая, тем не менее, упростить астрономические расчеты, ставшие чересчур сложными, он поместил Солнце в центр, сделал Землю планетой, а Луну – спутником Земли. При этом он пытался сохранить равномерное круговое движение и отказался от приемов, введенных Птолемеем и его последователями.

В итоге возникло непримиримое противоречие между геоцентрической системой Птолемея и гелиоцентрической Коперника. Последняя воспринималась как искусственная вычислительная схема с точки зрения теологии и религиозных убеждений и с позиций физики той эпохи. С чисто математической точки зрения – какая из систем может точнее воспроизвести наблюдаемые на небе перемещения светил, – обе они были почти равноценны. Более того, возвращаясь к традиции Аристотеля, система Коперника вынуждена была использовать даже больше эпициклов, чем система Птолемея, и поэтому в определенном смысле была сложнее.

Тихо Браге и изменчивость небес. Эксцентричный и колоритный датский астроном Т.Браге (1546–1601) занялся повышением точности наблюдений для сравнения между собой конкурирующих систем мироздания. Используя новые приемы, он довел измерения с помощью невооруженного глаза до невероятной точности почти в 1ў. В 1585 при государственной поддержке он основал обсерваторию на острове Вен, где, создавая великолепные инструменты, он и его помощники с высокой точностью измеряли положения планет. Он надеялся использовать эти наблюдения для подтверждения собственной гибридной системы мироздания, согласно которой Земля находится в центре, Луна и Солнце обращаются вокруг нее, а остальные планеты движутся вокруг Солнца. Так Т.Браге пытался сохранить относительную простоту планетной системы Коперника, оставляя при этом Землю неподвижной.

Не желая считать Землю планетой, Тихо, тем не менее, оказался первопроходцем в изучении новых небесных явлений. 11 ноября 1572 он заметил в созвездии Кассиопеи объект, сияющий ярче любой звезды или планеты. Этот объект постепенно терял яркость, став к декабрю как Юпитер, а в мае 1573 достигнув второй звездной величины. В высшей степени надежные наблюдения Т.Браге не выявили параллакса, хотя своими приборами он измерял параллаксы атмосферных явлений, таких, как метеоры. Значит, новое светило, которое он назвал по-латыни просто «nova», находится дальше сферы Луны, где-то на неизменных небесах.

Пять лет спустя Тихо был поражен еще более изумительным небесным спектаклем: появилась комета, по яркости сравнимая с Венерой и с хвостом длиной в 45 диаметров Луны. Он наблюдал ее несколько недель и даже переопределил для этого положения опорных звезд, от которых измерял углы. Из этих наблюдений он заключил, что комета прошла от Земли на расстоянии, более чем в пять раз превышающем расстояние до Луны. Новое светило и комета доказали, что за пределом лунной сферы могут и действительно происходят перемены. Кометы, которые Аристотель считал атмосферными явлениями, теперь превратились в планеты.

Кеплер и разрушение круговых движений. В 1600, за год до своей смерти, живший теперь в Праге Т.Браге пригласил И.Кеплера (1571–1630), чтобы передать ему свое интеллектуальное наследство. До этого в сочинении Тайна Вселенной (Prodromus dissertationum mathematicarum continens mysterium cosmographicum, 1596) Кеплер пытался проверить с точки зрения неоплатонизма единство и необходимость принципов, лежащих в основе системы Коперника. Полностью доверяя высокоточным наблюдениям Тихо, Кеплер два года тщетно пытался подыскать наборы традиционных круговых движений. В случае Марса лучшие из его вариантов давали расхождение вычисленных и наблюдаемых положений планеты до восьми угловых минут (Коперник в свое время удовлетворился десятью минутами). Однако Кеплер упорно проводил утомительные вычисления, делал и исправлял ошибки, искал все новые и новые варианты. Наконец, с сожалением он отказался от окружностей и начал для описания орбиты Марса экспериментировать с овалами.

Когда, наконец, в 1605 он использовал эллипс для описания орбиты Марса, все стало на свои места. Его Новая астрономия (Astronomia Nova, 1609) содержала два из трех утверждений, называемых теперь кеплеровскими законами движения планет, а именно, что орбита планеты есть эллипс, в одном из фокусов которого расположено Солнце, и что линия, соединяющая этот фокус с планетой, заметает равные площади за равное время. Эти два элегантных утверждения позволили покончить с громоздкими построениями Птолемея, Коперника и Тихо. Из них вытекало, что тела могут двигаться в космосе по орбитам, не будучи прикрепленными к сферам, эпициклам, деферентам и прочим носителям, что планеты могут ускоряться и замедляться по известному закону, не подчиняясь аристотелеву принципу равномерного кругового движения. Диктатура окружности была сломлена так же, как привилегированное положение и неподвижность Земли. Третий закон Кеплера, гласящий, что отношение квадратов орбитальных периодов любых двух планет или спутников равно отношению кубов их средних расстояний от центрального тела, был опубликован в его работе Гармония Мира (Harmonice mundi, 1619). Эти законы продемонстрировали глубокую рациональность Солнечной системы с ее эллиптическими орбитами и сгладили разочарование, вызванное отказом от аристотелева принципа равномерных круговых движений. Масштабы Солнечной системы и спутниковых систем планет теперь легко могли быть получены из наблюдений.

Составленное Кеплером Краткое изложение коперниканской астрономии (Epitomes astronomiae Copernicanae, 1617–1621) включало полное описание законов Кеплера. Это Изложение стало дополнением к Рудольфовым таблицам (Tabulae Rudolphinae, 1627), в которых Кеплер привел практические методы и результаты вычисления положений планет. Таблицы, вычисленные по теории Кеплера, быстро вытеснили все другие, что привело к увяданию астрономии Птолемея.

Галилей, новая физика и телескоп. Произведенная Коперником революция в астрономии означала нечто большее, чем перемену положений Земли и Солнца и определение траекторий планет. Удаление Земли из центра мира, придание ей орбитального и вращательного движений, свободный полет планет в пространстве по некруговым траекториям – все это требовало совершенно новой физики, отличной от аристотелевой.

В то время как Кеплер обеспечивал идеям Коперника важную теоретическую поддержку, его флорентийский знакомый и коллега Г.Галилей (1564–1642) делал это не только теоретически, но и практически. Галилей рано стал приверженцем коперниканства, он стремился найти физические доказательства гипотезы Коперника и установить новые физические принципы и законы, которые бы опровергли «очевидные» возражения против этой спорной теории. Исследования Галилея по физике падающих тел привели к математическому описанию действия гравитации вблизи поверхности Земли, а Кеплер в своих законах дал математическое описание действия гравитации на движущиеся по орбитам планеты.

Решающий вклад в утверждение идей Коперника Галилей внес с помощью телескопа. Первый раз Галилей взглянул на небо в свой только что сделанный телескоп в январе 1610. То, что он увидел, полностью разрушило представления Аристотеля о космосе, царившие в течение 20 веков. Телескоп показал, что поверхность Луны не гладкая и абсолютно сферическая, как думали философы в отношении Луны и других небесных тел. Напротив, она грубая, неровная, изобилующая впадинами и выпуклостями, такая же, как поверхность Земли с ее горными цепями и долинами. Весть об этих открытиях быстро разошлась среди образованной публики, вызывая восторг и восхищение.

Когда Галилей направил свой телескоп на звезды, в особенности на Млечный Путь, он увидел мириады новых звезд, не известных ранее. Яркие планеты предстали маленькими дисками, тогда как звезды остались туманными точками, что указывало на их значительно большую удаленность, как и предполагал Коперник. На Марсе и Сатурне, которые располагались тогда на небе близко к Солнцу и были максимально удалены от Земли, не удалось заметить деталей.

Зато Юпитер продемонстрировал поразительную и совершенно анти- аристотелевскую картину. Изучая его матовый диск в телескоп, Галилей заметил рядом четыре спутника, обращающихся вокруг самого Юпитера. Он даже смог определить, какой из спутников обращается ближе к Юпитеру, а какой – дальше, и приблизительно установил их периоды обращения. Это открытие подкрепило гипотезу Коперника, показав, что обращение Луны вокруг Земли не есть уникальное явление.

В июле 1610 Галилей обнаружил то, что принял за два спутника Сатурна, которые, в отличие от обращающихся вокруг планеты спутников Юпитера, постоянно держались по бокам от диска планеты и были едва различимы. Они исчезли в 1612, вновь появились в 1613 и стали похожи на «ручки». Это загадочное явление объяснил лишь в 1659 Х.Гюйгенс (1629–1695) как изменение внешнего вида кольца, окружающего планету.

В изучении Венеры Галилей достиг большего. Осенью и зимой 1610–1611 он обнаружил, что Венера, подобно Луне, имеет цикл смены фаз. Поскольку Венера никогда не удаляется от Солнца более чем на 48°, а в сильно ущербленной и выпуклой фазах видна еще ближе к Солнцу, наблюдение полного цикла ее фаз пришлось проводить в сумерки и дневное время, что весьма непросто. Эта полная смена фаз окончательно сломила систему Птолемея, согласно которой Венера не может демонстрировать полного цикла фаз. Вскоре после обнародования наблюдений Галилея в практической астрономии перестали пользоваться системой Птолемея.

В конце 1610 с помощью телескопа и аккуратно выполненных рисунков Галилей смог проследить перемещение пятен по диску Солнца. Перспективное искажение формы пятен при их приближении к лимбу Солнца и одинаковое время (ок. 14 сут), за которое они пересекали солнечный диск по параллельным траекториям, указывали, что пятна находятся на сферической поверхности самого Солнца. Их движение свидетельствовало о том, что Солнце вращается так же, как вся остальная Солнечная система Коперника.

Слава Галилея и поддержка, полученная им от многих здравомыслящих ученых, вызвали недовольство и интриги со стороны приверженцев церкви и взглядов Аристотеля. В 1616 инквизиция осудила учение Коперника о том, что «Солнце неподвижно пребывает в центре мира, а Земля движется и вращается». Галилею пришлось заявить, что он не поддерживает это учение.

Тем не менее с 1625 по 1630 он работал над Диалогом о двух главнейших системах мира – птолемеевой и коперниковой (Dialogo sopra i due massimi sistemi del mondo, tolemaico e copernicano, 1632). Эта книга Галилея, написанная по-итальянски, а не на латыни, как было тогда принято, имеет форму диалога, в котором с полной очевидностью усматриваются Аристотель, сам автор и любопытствующий простак. Открытия с телескопом, изучение приливов и другие исследования Галилея, представленные в Диалоге, ясно показывают, что только гипотеза Коперника может объяснить все эти явления. В 1633 Галилея вызвали в инквизицию, судили и подвергли домашнему аресту до конца жизни. Его последний труд Беседы и математические доказательства, касающиеся двух новых наук (Discorsi e dimostrazioni mathematiche intorno a due nuove scienze attenenti alla meccanica, 1638) содержит систематическое изложение новой физики.

Наблюдения Галилея с телескопом открыли новую эру в астрономии. Телескопы быстро распространились в Европе, где их модернизировали и использовали многие увлеченные и прилежные наблюдатели. За несколько десятилетий после первых открытий Галилея астрономы обнаружили в космосе бездну новых явлений. Они описали множество деталей на поверхности Луны, Марса, Юпитера и, немного позже, Сатурна, открыв при этом его кольца. Было исследовано движение четырех спутников Юпитера и обнаружены у него и Сатурна другие спутники. Удалось наблюдать фазы Венеры, хотя на ней и на маленьком Меркурии почти не было видно деталей. Телескоп не только помог увидеть новые объекты и явления, но и стал важным дополнением к традиционным приборам для измерения положений звезд и планет, что позволило измерять положения значительно точнее и было незамедлительно использовано при вычислении эфемерид.

Астрономия попала в круг правительственных интересов. Торговое, военное и научное мореплавание крайне нуждалось в точном определении долгот. В Париже (1667), Гринвиче (1675) и Берлине (1705) были основаны государственные обсерватории для составления точных таблиц положения навигационных звезд и движения Луны и планет, которыми могли бы пользоваться моряки.

ЭПОХА НЬЮТОНА

Ньютон и гравитация. Замена небесных сфер Аристотеля кеплеровым движением планет по эллиптическим орбитам выдвинула на передний план вопрос о силах, удерживающих планеты на орбитах. Французский философ и математик Р.Декарт (1596–1650) предположил, что все пространство между телами заполнено тончайшей материей. Вихри этого вещества удерживают планеты на их орбитах, а все взаимодействия передаются путем прямого контакта.

В конце 1600-х годов в научных кругах Англии стали обсуждаться альтернативные теории тяготения. Поскольку было известно, что свет ослабляется пропорционально квадрату расстояния, несколько английских ученых, включая Э.Галлея (1656–1743), Р.Гука (1635–1702) и К.Рена (1632–1723), предположили, что могла бы существовать некая подобная сила взаимного притяжения тел. Ни один из них, однако, не дал математического решения этой проблемы

В 1684 Галлей посетил И.Ньютона (1643–1727), чтобы обсудить проблему тяготения, и, увидев, что тот близок к ее решению, настоял на ускорении работ. Следующие три года Ньютон при поддержке Галлея почти непрерывно трудился над этой проблемой. Объединив исследования Галилея над падающими на Земле телами и кеплеровы законы планетных движений, Ньютон создал строгую теорию тяготения, действительно объединившую Солнце, Землю и планеты в единую систему.

Ньютон изложил свои открытия в Математических началах натуральной философии (Philosophiae naturalis principia mathematica, 1687). Все наблюдаемые в Солнечной системе явления выводились в книге Ньютона с математической точностью из нескольких основных принципов и закона всемирного тяготения.

Книга I – математическое описание движения свободного тела под влияние действующих на него сил – утверждает новые принципы механики. Она начинается с определения того, что теперь называют инерцией, массой и импульсом, а затем формулирует три знаменитых ньютоновых закона движения.

Книга II – о движении тел в среде с сопротивлением – в основном опровергает теорию вихрей Декарта.

В Книге III Ньютон применяет свою теорию гравитации фактически ко всем телам Солнечной системы – к планетам, Луне и другим спутникам, к кометам, – для которых имелись точные наблюдения. Ньютон продемонстрировал путем вычислений, что заметное отклонение Сатурна от эллиптической орбиты при его сближении с Юпитером происходит под действием притяжения к массивному Юпитеру. Он показал также, что многие неправильности в движении Луны вокруг Земли вызваны их различным притяжением к Солнцу, изменяющимся в ходе орбитального движения Луны.

Он попытался объяснить прецессию, или предварение равноденствия – известное с античности медленное (50ўў) перемещение точек равноденствия по эклиптике навстречу годовому движению Солнца. Это небесное явление происходит потому, что ось вращения Земли медленно прецессирует, совершая конусообразный оборот вокруг полюса эклиптики примерно за 26 000 лет. Причиной прецессии Ньютон считал возмущающее влияние Солнца на экваториальное вздутие Земли. Результат его расчетов оказался в прекрасном согласии с астрономическими наблюдениями.

Математическая теория всемирного тяготения оказалась чрезвычайно эффективной, дав количественное объяснение наблюдениям, на что неспособна была теория вихрей Декарта.

Развитие теории в 18 в. Неразрешимое противоречие между понятием о тяготении и действием сил на расстоянии крайне затрудняло распространение теории Ньютона. Тем не менее, в собственной стране он прошел путь от одинокого эксцентричного профессора Тринити-колледжа в Кембридже до президента Лондонского королевского общества (1703–1727). Хотя и медленно, его математические теории пускали корни.

Сам Ньютон не мог объяснить особенностей движения всех членов Солнечной системы. Невозможно было точно аналитически решить задачу о движении уже трех взаимно притягивающихся тел. Даже приближенное ее решение требовало месяцев и годов кропотливых вычислений. Поколение талантливых континентальных, в первую очередь французских, математиков – таких, как А.Клеро (1713–1765), Ж. д'Аламбер (1717–1783), Л.Эйлер (1707–1783), Ж.Лагранж (1736–1813) и П.де Лаплас (1749–1827), – успешно разрешило, в большей или меньшей степени, ряд проблем, касающихся движения тел в Солнечной системе, применяя и развивая ньютонову теорию возмущений.

Движение Луны. Ньютон нашел движение Луны особенно запутанным. В частности, его геометрический анализ положения апсид лунной орбиты, основанный на теории тяготения и приведенный в Началах, выявил только половину их наблюдаемого перемещения. Однако в 1749 Клеро продвинул анализ до более высоких степеней приближения, и результат в точности совпал с наблюдениями. Этим было доказано, что закон обратных квадратов способен объяснить не только общее движение планет и спутников по эллиптическим орбитам, но и отклонения от него, особенно сильные в случае Луны.

Движение комет. Ньютон разработал довольно громоздкий – частично арифметический, частично графический – метод вычисления орбиты кометы по нескольким наблюдениям. Применив его к кометам 1680 и 1681 годов, он предположил в Началах, что это, по-видимому, была одна и та же комета (наблюдавшаяся до и после прохождения перигелия, когда она временно скрывалась за Солнцем) и, более того, что она повинуется тем же законам динамики, что и прочие тела Солнечной системы.

Галлей в 1690-х годах, изучив старые записи о появлении комет и уточнив метод расчета, определил орбитальные элементы 24 комет, наблюдавшихся между 1337 и 1698. Заметив схожесть орбит у комет 1531, 1607 и 1682, а также приблизительно одинаковые промежутки времени (75–76 лет) между их появлением вблизи Солнца, он заключил, что это тоже была одна и та же комета и что вариации периода вызваны гравитационными возмущениями со стороны Юпитера и Сатурна. Он предсказал ее следующее появление в 1758. В конце 1750-х годов Клеро предпринял детальный анализ возмущений и показал, что комета должна достичь перигелия в середине апреля 1759 с ошибкой не более месяца. Когда комета с соответствующими орбитальными элементами (впоследствии названная кометой Галлея) была обнаружена 25 декабря 1758 и прошла через перигелий 13 марта 1759, астрономы расценили это событие как еще один триумф ньютоновой теории тяготения.

Устойчивость Солнечной системы. Ньютон полагал, что неправильности в движении Юпитера и Сатурна в период их соединения можно учесть с помощью теории возмущений. Однако вычисление поправок к планетным таблицам для их соответствия наблюдениям показало, что орбита Юпитера понемногу увеличивается, а Сатурна – уменьшается. Это вызвало большой интерес к долговременной устойчивости планетной системы. Только в 1784 П.де Лаплас окончательно доказал, что эти изменения носят циклический характер с периодом около 900 лет. В расчетных формулах они связаны с малыми членами высокого порядка, которые лишь изредка возрастают до значимых величин. Эти неправильности, заставившие сначала сомневаться в применимости теории Ньютона, стали теперь доказательством ее справедливости. Теория движения Юпитера и Сатурна оказалась в согласии со всеми наблюдениями вплоть до античных, и никаких специальных поправок к таблицам больше не требовалось.

Лаплас увенчал 18 в. развитием ньютоновой теории тяготения в своем пятитомном Трактате о небесной механике . Предполагая, что все тела наделены тяготением, Лаплас утверждал, что если заданы начальные условия системы – положение и скорость каждого небесного тела в начальный момент времени, – то вся будущая эволюция мира вполне определена и может быть вычислена. Он наглядно продемонстрировал это, рассчитав различные возмущения планетной системы на сотни тысяч лет в прошлое и будущее. Основываясь только на теории тяготения, он вычислил движение Луны с точностью до 0,5ў. Используя те члены в теории Луны, которые зависят от сжатия Земли, он определил длину градуса широты, весьма точно совпавшую с результатами различных экспедиций, организованных французским правительством. Другие члены в уравнениях зависели от параллакса Солнца, который он рассчитал в хорошем согласии с наблюдательными данными экспедиций, посланных в различные уголки Земли для наблюдения редкого прохождения Венеры по диску Солнца в 1761 и 1769. (Измерение параллакса Солнца дает расстояние Земли от Солнца и позволяет установить точную шкалу расстояний в Солнечной системе.) Исследования Лапласа показали, что все планетные и лунные возмущения, проанализированные совместно, не нарушают долговременной устойчивости системы. В основном они периодические и взаимосвязанные: одно нейтрализует другое.

Небулярная гипотеза. Лаплас создал еще одну синтетическую концепцию – свою космогоническую идею о совместном происхождении и развитии Солнца и всех планет. Согласно этой небулярной гипотезе (лат. nebula – туманность), Солнечная система возникла, когда обширная атмосфера молодого Солнца, остывая, сжимаясь и вращаясь от этого все быстрее, породила серию газовых колец в экваториальной плоскости Солнца. Затем каждое кольцо под действием тяготения собралось; подобный же процесс привел к формированию спутников. Так от теории возмущений, рассматривавшей кратковременную эволюцию орбитальных элементов, произошел переход к гораздо большим историческим масштабам. Небулярная гипотеза соперничала с другими теориями, предполагавшими катастрофическое происхождение Солнечной системы в результате столкновения кометы с Солнцем. Гипотеза Лапласа намного лучше гармонировала с ньютоновским духом века Просвещения, предполагавшим последовательное движение Вселенной, возникшей по милости Господа, давшего своему изумительному творению первичный толчок и позволившего ему в дальнейшем развиваться по законам природы.

Усовершенствование телескопа. Астрономы ньютоновской эпохи интересовались и открывшимся им миром объектов за пределами Солнечной системы. Однако предложенный Галилеем телескоп-рефрактор был труден в изготовлении. Нелегко отлить прозрачную и свободную от дефектов стеклянную заготовку, а затем обточить и отполировать ее точно по сфере. Эти проблемы ограничивали размер объектива. К тому же, проходя через линзы, лучи разного цвета отклоняются немного по-разному и не собираются в одном фокусе; это вызывает хроматическую аберрацию, делающую изображения нечеткими, окруженными цветным ореолом.

В конце 1660-х годов этим явлением заинтересовался и молодой Ньютон, поглощенный тогда исследованием света и цвета. В представленном Королевскому обществу в 1671 телескопе нового типа вместо линзового объектива он использовал параболическое зеркало, также собирающее свет в точку. Изготавливать зеркало из металла было значительно проще, чем равную ему по размеру линзу; зеркало можно было сделать намного большего диаметра. Отражательный телескоп, названый рефлектором, стал популярен. Появились книги с описанием его изготовления, что вызвало рост числа астрономов-любителей.

Первым астрономом, полностью раскрывшим возможности рефлектора, стал В.Гершель (1738–1822). Перебравшись в 1757 из Ганновера (Германия) в Англию, он осел в Бате и увлекся астрономией. В 1770-х годах он решил собственноручно построить телескоп из доступных материалов по опубликованному описанию. Работая терпеливо и упорно, он сделал несколько ньютоновских телескопов вплоть до диаметра 46 см и фокусного расстояния 6 м. Высокое качество его зеркал позволило использовать при наблюдениях чрезвычайно сильное увеличение, такое большое, что астрономическая общественность Гринвича и Лондона даже не поверила в это.

Открытие Урана. В ходе систематического обзора всех звезд ярче 8-й величины Гершель 13 марта 1781 обнаружил в созвездии Тельца очень яркий объект, который он вначале принял за комету, поскольку диаметр видимого диска возрастал вместе с увеличением телескопа и было заметно движение на фоне звезд примерно на 1ў в сутки. После нескольких месяцев наблюдений вычисления Гершеля и других ученых показали, что объект движется вокруг Солнца по почти круговой орбите далеко за Сатурном (почти в 19 раз дальше, чем Земля от Солнца) и поэтому является новой планетой; позже она получила имя Уран. За это открытие король Георг III пожаловал Гершелю ежегодную пенсию в 200 фунтов, которая, вместе с доходом от строительства и продажи телескопов, позволила ему посвятить большую часть времени астрономии. Ньютоновская теория тяготения получила новое подтверждение, поскольку движение Урана по орбите вполне согласовалось с этой теорией.

Обзор звезд. Но поиск планет не был главным интересом Гершеля. Доведя свои инструменты до высочайшего качества и огромной оптической мощности, он предпринял систематический обзор двойных звезд, надеясь обнаружить физически близкие пары и определить расстояние до них методом параллакса. Подобно другим ученым эпохи Просвещения, изучавшим различные типы растений и животных и их распределение в природе, Гершель надеялся путем систематического обзора звезд создать «естественную историю» неба.

Он разработал изощренную космогоническую схему, связавшую все наблюдаемые объекты в единую эволюционную последовательность. Еще Птолемей отмечал размытое пятнышко света в созвездии Андромеды, а телескоп показал множество таких пятнышек и компактных звездных скоплений. К 1770-м годам в каталогах было около 90 туманностей и скоплений. Неутомимый Гершель с помощью своих больших рефлекторов обнаружил их еще 2500. Он, как и некоторые его современники, в соответствии с традициями гравитационной астрономии и небулярной гипотезы 18 в. считал, что разреженные туманности должны под действием гравитации постепенно сжиматься, превращаясь в плотные скопления звезд. Исходя из наблюдаемой яркости туманностей и их схожести с кометными хвостами, Гершель и другие астрономы полагали, что это самосветящееся вещество, подобное атмосфере Солнца. Спиральная форма некоторых туманностей (позже отождествленных с галактиками), казалось, указывала на их сжатие. Считалось, что некоторые туманности, захваченные гравитационным полем существующих звезд, становятся кометами, которые при удачном соударении с центральной звездой могут конденсироваться в планеты.

Огромная работа Гершеля по подсчету звезд позволила ему получить наблюдательное подтверждение сделанного ранее (1750) Т.Райтом (1711–1786) предположения, что звезды не рассыпаны в пространстве хаотически, а образуют вращающийся диск. У.Парсонс (1800–1867) продолжил усилия Гершеля по разработке крупных рефлекторов. Его Левиафан – телескоп диаметром 1,8 м, установленный в семейном поместье Бирр-Кастл в Ирландии, – позволил Парсонсу разрешить на звезды многие туманности и впервые определенно установить спиральную форму некоторых из них.

УСЕРДНЫЙ ДЕВЯТНАДЦАТЫЙ ВЕК

Звездные каталоги и другие крупные работы по классификации. Телескоп позволил открыть множество разнообразных звезд и других небесных объектов, неведомых ранее астрономам. В конце 17 и весь 18 в. государственные обсерватории и самодеятельные астрономы систематически измеряли положения звезд и их блеск. Первый Королевский астроном Англии Дж.Флемстид (1646–1719) составил в Гринвиче каталог 3000 звезд Британская история неба (Historia coelestis Britannica, 1725). Систематический обзор южного неба предпринял Галлей во время визита на остров Св. Елены (у западного побережья Африки) в 1676–1678, а затем французский астроном Н. де Лакайль (1713–1762) во время экспедиции на мыс Доброй Надежды в 1751–1753.

Эти каталоги вскоре стали важными источниками информации. Детально изучив все звездные каталоги вплоть до Птолемея, Галлей (второй Королевский астроном) в 1718 обнаружил, что некоторые яркие звезды немного изменили свое положение с античных времен и что звезды, считавшиеся неподвижными, в действительности имеют собственные движения одна относительно другой. Это подтвердили и другие астрономы; вскоре собственные движения звезд стали измерять и изучать. В 1728 Дж.Брадлей (1693–1762), третий Королевский астроном, заметил периодическое годичное смещение положений всех звезд и объяснил эту, как ее назвали, «аберрацию» движением Земли по орбите. В 1783 Гершель, сопоставив направления собственных движений звезд, обнаружил, что само Солнце движется в направлении (солнечный апекс) созвездия Геркулес.

Составление звездных каталогов активизировалось в 19 в. Между 1821 и 1833 Ф.Бессель (1784–1846) определил положение 75 000 звезд ярче 9-й величины, а Ф.Аргеландер (1799–1875) продолжил эту работу в своем Боннском обозрении (Bonner Durchmunsterung, 1859–1862), каталоге почти 325 000 звезд, положение которых было найдено путем аккуратного измерения их расстояний от опорных звезд, чьи координаты были известны с высокой точностью. Применение фотографии позволило быстрее определять положения звезд и точнее измерять их блеск. Я.Каптейн (1851–1922), изучая в течение 13 лет фотографии южного неба, составил Капское фотографическое обозрение (Cape Photographic Durchmunsterung, 1896–1900), в котором указаны положения 455 000 звезд со склонениями от –18° до южного полюса мира.

В 1871 Немецкое астрономическое общество организовало совместный обзор собственных движений звезд многими обсерваториями мира, выделив каждой обсерватории свой участок неба. В 1887 начался проект Карта неба (Carte du Ciel) по созданию фотографического каталога всех звезд до 15-й величины. Этот гигантский проект длился более века, загрузив работой многие обсерватории. Было отснято 22 200 фотопластинок, а неполный каталог опубликован только в 1964. Между 1918 и 1924 вышел 9-томный Каталог Гарвардской обсерватории (Henry Draper Catalogue, HD,), содержащий классификацию спектров 225 300 звезд, проделанную Э.Кэннон по гарвардской системе. Полностью эту работу завершили ученые Государственного астрономического института им. П.К.Штернберга (МГУ, Москва), создав в 1995 Астрографический каталог Карты неба, содержащий точные положения (ошибка 0,3ўў) и собственные движения 4,5 млн. звезд.

Создавались также каталоги туманностей и других объектов. Ш.Мессье (1730–1817) составил свой знаменитый каталог (опубликованный в 1774 и позже дополненный до 103 объектов) для того, чтобы астрономы при поиске комет не путали их с туманностями. Теперь ярчайшие туманности известны по их номерам в каталоге Мессье: например, М 42 – большая туманность в Мече Ориона, М 31 – туманность Андромеды, оказавшаяся галактикой. В 1864 Дж.Гершель (1792–1871) опубликовал Общий каталог туманностей (General Catalogue of Nebulae). В 1888 Й.Дрейер (1852–1926) опубликовал Новый общий каталог туманностей и звездных скоплений (New General Catalogue of Nebulae and Star Clusters), содержащий 7840 объектов, к которым через 7 лет он добавил в приложениях еще 1529 объектов. Многие из этих объектов до сих пор обозначают их номерами по NGC.

Определение годичного параллакса. В начале 19 в. на смену стенному квадранту, служившему для измерения положений звезд, пришел новый пассажный инструмент, и к середине столетия он распространился повсеместно. Это телескоп-рефрактор, поворачивающийся в плоскости меридиана на очень точной монтировке с полным градуированным кругом и микроскопами для считывания с него склонений; прямое восхождение определялось путем точной регистрации момента времени пересечения звездой сетки нитей. Бессель мастерски владел этим инструментом. Он открыл небольшие смещения у Сириуса и Проциона, не связанные с движением Земли вокруг Солнца, но тоже периодические. Позже у этих звезд были обнаружены слабые компаньоны, вызывающие их «покачивания».

В конце 1830-х годов Бессель, Т.Хендерсон (1798–1844) и В.Я.Струве (1793–1864) независимо обнаружили вызванный движением Земли вокруг Солнца годичный параллакс звезд 61 Лебедя, a Кентавра и a Лиры (Вега), определив тем самым расстояние до них. Ожидавшееся с античности открытие параллаксов дало возможность определять пространственное положение звезд и место Солнца среди них.

Обследование Солнечной системы. Рост числа профессиональных и самодеятельных наблюдателей и возрастание мощности телескопов сделало наблюдение планет весьма популярным в 19 в.

Внутренние планеты. Маленький Меркурий трудно исследовать, но И.Шрётер (1745–1816) опубликовал несколько зарисовок слабо различимых деталей на нем, по которым он вывел ложный период вращения в 24 ч; Шрётер нашел, что поверхность Меркурия неровная. Венеру наблюдать значительно легче, чем Меркурий, но и для нее было сделано несколько ошибочных заключений. Некоторые наблюдатели также вывели ее период вращения в 24 ч и утверждали, что они видели торчащие над облаками горы.

Достаточно четкие детали поверхности Марса позволили Гюйгенсу в 1659 вывести период вращения в 24 ч, а Дж.Кассини (1625–1712) в 1666 обнаружить белые полярные шапки. Крупные телескопы 19 в. сделали Марс популярным объектом. Многие искусные наблюдатели составляли подробные карты его поверхности. Во время близкого противостояния 1877 года Дж.Скиапарелли (1835–1910) различил сеть пересекающихся линий, назвав их «каналами», что вызвало в начале 20 в. споры об их природе. В том же 1877 А.Холл (1829–1907) открыл два спутника Марса. Их орбитальное движение позволило определить массу Марса гораздо точнее, чем это удавалось по его слабому возмущающему влиянию на движение Юпитера.

Внешние планеты. Юпитер был главным объектом визуальных наблюдений в 19 в.; многие вели систематические зарисовки деталей его диска. Большое Красное Пятно (впервые замеченное Р.Гуком в 1664), полосы и зоны, а также некоторые временные образования постоянно находились под наблюдением ученых. Астрономы наблюдали и диск Сатурна, но его детали не столь выразительны.

В 1855 Кембриджский университет учредил премию им. Адамса за выяснение того, являются ли кольца Сатурна твердыми, жидкими или состоящими из отдельных частиц. Единственный соискатель – Дж.Максвелл (1831–1879), позже прославившийся исследованиями по электромагнетизму, – доказал, что по законам механики Ньютона было бы неустойчивым любое образование, кроме роя частиц, независимо летящих по орбитам. В конце столетия Дж.Килер (1857–1900) доказал по доплеровскому смещению линий в спектре кольца, что его внутренний край движется быстрее наружного.

К 1840 рассогласования в движении Урана стали серьезной проблемой: не удавалось вычислить для него такую орбиту, которая удовлетворяла бы всем наблюдениям планеты, включая и те, что были сделаны еще до открытия Гершеля. Предположив наличие за Ураном планеты, которая могла бы возмущать его движение, два математика – англичанин Дж.Адамс (1819–1892) и француз У.Леверье (1811–1877) – независимо вычислили ее возможное положение и массу. 23 сентября 1846 этот объект по информации У.Леверье был обнаружен и правильно истолкован в Берлинской обсерватории И.Галле (1812–1910) и А. д'Арре (1822–1875). Через несколько недель У.Ласселл (1799–1880) открыл крупнейший спутник Нептуна – Тритон.

Луна. Еще в 1824 Ф.Груйтзен из Мюнхена, вероятно, последним из профессиональных астрономов предполагавший разумную жизнь на Луне, описал на ее поверхности дороги, города, укрепления и даже звериные тропы. Однако, наблюдая в 1834 заход звезд за лимб Луны, Бессель не обнаружил у нее атмосферы. К концу 19 в. были отброшены последние надежды обнаружить на Луне жизнь.

Тем не менее, составление карт лунной поверхности стало очень популярным. Среди наблюдателей выделялись работавшие совместно В.Бер (1797–1850) и И.фон Мёдлер (1794–1874). Проделав микрометрические измерения сотен деталей в качества реперных точек и измерив тени более тысячи гор для определения их высот, они составили в 1836–1837 изумительную карту Луны диаметром 97,5 см, сопроводив ее таблицами и подробным описанием.

В 1890-х годах Г.Гилберт (1843–1918), глава Геологической службы США, заинтересовался природой лунных кратеров. Его телескопические исследования лунной поверхности подтвердили метеоритную природу этих кратеров.

Астероиды. Когда в 1781 планету Уран открыли почти точно на расстоянии, предсказанном законом Боде (установленным незадолго до этого эмпирическим правилом для определения расстояний известных к тому времени планет от Солнца), Ф.фон Цах (1754–1832), директор обсерватории в Готе, начал поиски неизвестной планеты, которую закон Боде размещал на расстоянии 2,8 астрономической единицы (между Марсом и Юпитером). Тщетно пытаясь обнаружить «неуловимую» планету в 1780-х и 1790-х годах, Ф.фон Цах организовал в 1800-х годах для ее планомерного поиска две дюжины астрономов, каждый из которых на своем участке Зодиака должен был отмечать положения слабых объектов.

Необычный объект, не похожий на комету, был обнаружен 1 января 1801 в Тельце астрономом из Палермо (о.Сицилия) Д.Пиацци (1746–1826), работавшим по собственной долговременной программе над звездным каталогом. Пиацци наблюдал за движением небесного тела до 11 февраля, когда тот скрылся в лучах Солнца. Поскольку его наблюдения покрыли малую геоцентрическую дугу (3°), несколько астрономов вывели по ним разные орбиты и предсказали для нового объекта различные положения. Этой проблемой заинтересовался математик К.Гаусс (1777–1855) и разработал новый метод расчета орбиты, который позволил Г.Ольберсу (1758–1840) перехватить 1 января 1802 вблизи предвычисленного положения Цереру, как Пиацци впоследствии назвал свой объект.

За шесть лет наблюдений было открыто еще три похожих объекта: Паллада (28 марта 1802) и Веста (29 марта 1807) Г.Ольберсом и Юнона (1804) К.Хардингом (1765–1834). Схожесть их орбитальных элементов и ошибочное мнение, что их орбиты пересекаются, позволили Ольберсу предположить, что эти астероиды (как назвал их Гершель) являются осколками разрушенной планеты. Некоторые считали, что астероиды сформировались раздельно, но эта гипотеза выглядела не столь привлекательно, как та, что предполагала одну, хотя и недолго жившую планету в промежутке между Марсом и Юпитером.

Все надежды заполнить этот промежуток неким эквивалентом крупной планеты рухнули после нескольких десятилетий безрезультатных поисков. Лишь после того, как Берлинская академия в 1840-х годах организовала программу наблюдения конкретных участков Зодиака в различных обсерваториях, количество астероидов стало быстро возрастать (более 100 к 1870). Применение фотографии уменьшило роль карт и помогло находить даже слабые астероиды. М.Вольф (1863–1932) ввел в 1891 метод их фотографического поиска и сам открыл 231 астероид. К 1900 их было открыто более 450, к 1950 более 1500, а к 1980 более 3000.

Вначале наблюдатели определяли только относительный блеск и орбитальные элементы астероидов, а об их размерах и свойствах строили догадки. Некоторым казалось, что Церера и Паллада окружены туманностями, возможно, представляющими их собственные атмосферы или газы, стянутые с пролетавших мимо комет. Более века астероиды, или, как теперь их чаще называют, малые планеты изучали лишь методами небесной механики и фотометрии; иногда удавалось измерить их оптические диаметры.

Кометы и метеориты. Астрономы 18 в. оставили много наблюдений и вычислений кометных орбит, к которым в 19 в. добавилось множество орбит астероидов. Фотография и спектроскопия существенно преобразили науку о кометах. Снимки с длительными экспозициями выявили новые детали в структуре кометных голов и хвостов. Полярископ показал, что солнечный свет рассеивается в хвостах комет, по-видимому, мелкими частицами пыли. Спектроскоп обнаружил яркие полосы, характерные для возбужденных молекул газа, хотя для идентификации этих молекул уже в 20 в. понадобилась большая работа лабораторных спектроскопистов и теоретический аппарат квантовой физики. Но все же углерод и натрий уже тогда удалось опознать.

Метеориты, представляющие промежуточное звено между кометами и астероидами, падали на поверхность Земли с момента ее рождения, но их не считали астрономическими объектами вплоть до 19 в., когда несколько мощных метеорных дождей вынудили ученых признать это. Анализ наблюдаемых траекторий некоторых метеоров из ежегодных потоков указал на их возможную связь с орбитами периодических комет. К концу 1860-х годов метеорный поток Леониды удалось связать с кометой Темпля – Тутля, а Персеиды – с кометой Свифта – Тутля. Рой осколков и пылинок в поясе астероидов выглядит подходящим поставщиком метеороидов, но механизм их переноса к Земле не был понятен астрономам вплоть до 20 в.

Солнце. Солнце представляет огромный интерес как для наблюдателей, так и для теоретиков. Довольно долго его считали твердым телом, окруженным сияющей атмосферой и, возможно, даже пригодным для жизни. В 19 в. от этих взглядов пришлось отказаться, и астрономы попытались понять, откуда берется такое гигантское количество энергии. Много сторонников нашла гипотеза Р.Майера (1814–1878) о том, что температуру Солнца поддерживает постоянное падение на него метеоритов, но У.Томсон (1824–1907) (позже получивший титул лорда Кельвина) показал, что отсутствуют очевидные небесномеханические следствия этой гипотезы. Поэтому он предположил, что энергия Солнца выделяется в результате гравитационного сжатия, продолжающегося с эпохи его конденсации из туманности. Некоторые в качестве источника солнечной энергии предлагали химические реакции, но вычисления показали, что если бы Солнце целиком состояло из такого топлива, как уголь, то энергии его горения хватило бы не более чем на 3000 лет. Решение этой проблемы нашли уже в 20 в. Эйнштейн и Бор.

В середине века несколько ученых проанализировали многолетние наблюдения солнечных пятен и обнаружили цикл с периодом ок. 11 лет. К тому же они заметили его схожесть с циклами полярных сияний и магнитного поля Земли. Возникло подозрение, что пятнообразовательная и магнитная активность Солнца влияет на магнитную активность Земли и даже на погоду, но целый век эта идея оставалась неподтвержденной. В конце 19 в. была установлена четкая статистическая связь магнитной и авроральной активности Земли с 11-летним циклом солнечных пятен и 27-дневным периодом вращения Солнца. Систематические ежедневные измерения и результаты многочисленных экспедиций для наблюдения солнечных затмений дали астрономам богатую информацию об основных явлениях на Солнце (пятнах и протуберанцах) и его оптических слоях (фотосфере и хромосфере).

Развитие спектроскопии и фотографии. Две технические новинки 19 в. переориентировали астрономию с позиционных и небесномеханических исследований на изучение состояния космических тел. Спектроскопия – анализ света небесных объектов – предоставила возможность определять химический состав и физическое состояние далеких тел. Фотография позволила многие минуты и даже часы накапливать свет от неярких источников (тогда как глаз аккумулирует свет лишь долю секунды) и надежно регистрировать наблюдения. Все это сделало видимыми слабые и диффузные объекты и дало возможность регистрировать, а затем детально анализировать их спектры.

В 1814 Й.Фраунгофер (1787–1826) заметил множество тонких темных линий в спектрах Солнца и ярких звезд (несколько линий наблюдал Уильям Волластон еще в 1802) и установил, что некоторые из них знакомы ему по спектрам лабораторных горелок. (Анализ попущенного через призму света нагретого в пламени вещества стал позже обычным лабораторным методом.) Р.Бунзен (1811–1899) и Г.Кирхгоф (1824–1887), работая вместе, обнаружили в 1860, что различные металлы имеют характерные наборы таких линий. Затем Кирхгоф установил, что если в нагретом состоянии вещество излучает определенные линии, то в спектре света, пропущенного через его охлажденные пары, на этих же местах образуются темные линии поглощения. Поэтому каждое вещество оставляет свои следы не только в излучении горячего космического тела, но и в свете, прошедшем сквозь холодный объект, скажем, межзвездное облако. Сначала астрономы использовали спектроскоп для визуального изучения спектров. Но настоящая эра спектроскопии началась после ее объединения с фотографией, когда при помощи спектрографа стали получать спектрограммы.

В 1843 Э.Беккерель (1820–1891) зафиксировал солнечный спектр (даже в ультрафиолетовой области) на пластинку дагеротипа. Во время полного затмения 1868 Ж.Жансен (1824–1907) обнаружил водород в солнечных протуберанцах и предложил использовать спектрограф для фотографирования Солнца в определенной линии излучения, например, водорода. Н.Локьер (1836–1920), пройдя тем же наблюдательным и идейным путем, в том же году наблюдал яркие линии протуберанцев в отсутствие затмения. Он также открыл в солнечном спектре новый элемент – гелий, который был обнаружен в атмосфере Земли только в 1895. Постепенно, по мере накопления спектров ярких звезд, началось сопоставление состава Солнца и звезд.

У.Хёггинс (1824–1910), занимаясь спектрами звезд, изучил в 1864 спектры некоторых туманностей. Обнаружив две неизвестные линии излучения в зеленой области их спектров, он объявил об открытии нового элемента – небулия (от лат. nebula, туман). Позже было доказано, что эти линии излучают ионизованные кислород и азот, но газовая природа туманностей еще до этого стала фактом. В 1868, используя доплеровское смещение линий в спектре, Хёггинс впервые измерил лучевую скорость звезды – Сириуса, который со скоростью 47,3 км/с удаляется от Солнца.

Астрономия подошла к 20 в., обогащенная как новыми объектами, так и методами их исследования. Лидирующая роль астрометрии и небесной механики уменьшилась, но осталась заметной. Стремительно развивалась астрофизика. Астрономы выясняли состав Солнечной системы, ее строение и характеристики больших и малых тел. Они познакомились со многими явлениями на Солнце, хотя и не понимали пока механизмов выделения его гигантской энергии. Они измерили расстояния до ближайших звезд и в общем представляли распределение звезд в нашей Галактике. Ученые выяснили, что некоторые туманности газовые, другие состоят из мириад звезд, а третьи содержат и то, и другое. У них уже появились мощные, хотя и недостаточно совершенные новые приборы для изучения физического состояния, распределения и движения различных объектов во Вселенной.

ДВАДЦАТЫЙ ВЕК

Астрономию 20 в. можно разделить на два периода – до и после Второй мировой войны. В первый период появление мощных телескопов и других приборов дало астрономам возможность наблюдать слабые и далекие объекты, а новые научные теории, в особенности теория относительности и квантовая механика, позволили интерпретировать эти наблюдения. Удалось понять механизмы выделения энергии у Солнца и звезд, а также их эволюционный путь от рождения до смерти. Еще более грандиозными были открытия в космологии: удалось многое узнать о мире, в котором протекает жизнь звезд и миллиардов звездных систем, подобных нашей Галактике, о рождении и возможных вариантах эволюции этого мира. Новые факты потребовали изменить не только смысл слова «Вселенная», которое прежде использовали лишь для обозначения нашей Галактики, но и масштабы времени в астрономии с миллионов на миллиарды лет.

Второй период астрономии 20 в. начался, когда ученые вернулись к своим прерванным войной занятиям с новыми идеями и ожиданиями, вооруженные новой техникой. Особенности этого периода состоят в расширении диапазона наблюдений за пределы оптического и в быстром росте, с развитием космонавтики, доступных для обобщения наблюдательных данных. Была создана стройная теория эволюции звезд и доказано, что в конце жизни звезды с ней могут происходить необычные и бурные явления. Астрономы приблизились к ответу на важнейшие вопросы космологии: каковы размер и возраст Вселенной, как эволюционируют галактики и даже какая судьба ожидает Вселенную. Вместе с геофизиками и специалистами по космической технике они изучают в благоприятных условиях объекты Солнечной системы, получая данные об их современном состоянии и прошлом. Астрономы наблюдают рождение звезд в далеких облаках, зарождающиеся в околозвездных газо-пылевых дисках планетные системы и даже сами эти планеты. К концу 20 в. с помощью наземных и орбитальных телескопов астрономы узнали почти всю историю Вселенной.

Хейл и развитие астрофизики. Физику Солнца и звезд в 19 в. изучало всего несколько ученых, интересовавшихся как физикой, так и астрономией. Объединение этих наук в 20 в. в астрофизику наилучшим образом иллюстрирует судьба человека, посвятившего этому свою жизнь. Дж.Хейл (1868–1938) использовал в астрономии новинки фото- и спектрографической техники. В 22 года он изобрел спектрогелиограф, позволивший обнаружить магнитное поле и вращение в солнечных пятнах. Он организовывал национальные и международные общества астрофизиков, учредил в 1895 «Астрофизический журнал». Он руководил созданием Йеркской, Маунт-Вилсоновской и Маунт-Паломарской обсерваторий, каждая из которых, начиная наблюдения, имела крупнейший в мире телескоп. Он добывал необходимые этим обсерваториям средства из многих источников, в особенности из частных пожертвований и фондов. Он занимался проектированием всех частей обсерватории: от планировки зданий до мелких деталей многих телескопов и приборов. Он был создателем многих современных обсерваторий, кроме Паломарской, строительство которой было завершено через 10 лет после его смерти. На обсерваториях Хейла за Солнцем постоянно наблюдали телескопы его собственной конструкции, а крупнейшие в мире звездные телескопы изучали далекие объекты Вселенной.

Изучение Солнца и звезд. Развитие физики в конце 19 в. позволило астрономам получить важнейшую информацию о Солнце. В 1906 было определено, что температура поверхности Солнца составляет ок. 6000 К. Однако температуру хромосферы и короны удалось измерить лишь полвека спустя с помощью электронных приборов: в короне она достигает 2 000 000 К, а в центре Солнца ок. 13 000 000 К. Модели структуры Солнца и звезд разрабатывали между 1905 и 1928 К.Шварцшильд (1873–1916), Э.Милн (1896–1950), А.Эддингтон (1882–1944) и С.Чандрасекар (1910–1995). Они использовали достижения квантовой физики и теории относительности, рассматривая динамику звезды как газового шара. Было получено представление о строении недр и механизмах переноса энергии, а также предсказаны некоторые предельные типы звезд, такие, как белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Эти результаты в основном оставались теоретическими до начала космической эры, когда появилась возможность наблюдать небесные объекты в высокоэнергичных диапазонах спектра.

В 19 в. было получено множество звездных спектров, и в 20 в. астрономы занялись их систематикой и классификацией, чтобы понять природу звезд. Около 225 300 спектров было классифицировано и расположено в принятую теперь последовательность – O B A F G K M R N S. Каждой буквой представлен конкретный тип спектра; исходный алфавитный порядок, соответствующий изменению интенсивности некоторых спектральных линий, пришлось позже поменять, чтобы последовательность спектральных типов (классов) соответствовала изменению температуры поверхности звезды. .

Распределение звезд по спектральным классам оставалось непонятным до тех пор, пока Э.Герцшпрунг (1873–1967) и Г.Рессел (1877–1957) независимо не обнаружили разделение звезд на определенные семейства по температуре и светимости. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела в координатах спектральный класс (представляющий температуру) и абсолютная звездная величина (т.е. светимость) звезды – это современное объединение тех диаграмм, которые рисовали эти ученые в 1910-х годах. Несколько астрофизиков, сведущих в математических тонкостях теории относительности и квантовой теории, объединив исследования звездных населений с работами по внутреннему строению и физике звезд, объяснили эволюционный смысл диаграммы Герцшпрунга – Рессела. Оказалось, что типичная звезда должна большую часть жизни проводить на «главной последовательности», постепенно сжигая свое ядерное горючее, как это делает Солнце: именно поэтому в пределах главной последовательности на диаграмме сосредоточено большинство известных звезд. Затем их оболочки расширяются и охлаждаются, а ядра сжимаются до состояния белых карликов, и звезды покидают главную последовательность. Судьба некоторых звезд может быть еще более экзотична. Неожиданным был вывод, сделанный, например, Эддингтоном, что звезды должны жить миллионы лет.

Космология. Когда в спиральных туманностях было обнаружено несколько звезд, некоторые астрономы решили, что это довольно близкие молодые звезды, родившиеся в газо-пылевых облаках, похожих на то, из которого когда-то сформировалось Солнце. Но другие предполагали, что спиральные туманности – это настоящие галактики, большинство звезд в которых не видно из-за огромных расстояний. Между 1917 и 1920, сравнивая старые и новые фотографии этих туманностей, астрономы заметили появление в них новых звезд. Предположив, что все новые при вспышке достигают равной светимости, по их наблюдаемой яркости определили, что расстояния до туманностей очень велики, а их размеры сравнимы с размером галактики Млечный Путь и, следовательно, что это настоящие «островные вселенные».

В 1923 Э.Хаббл (1889–1953) с помощью 152-см и 254-см рефлекторов обсерватории Маунт-Вилсон разрешил периферию спиральных туманностей на звезды. Он обнаружил там переменные звезды-цефеиды, у которых период изменения блеска связан с их абсолютной звездной величиной. С помощью этих «стандартных свечей» и другими методами он доказал, что некоторые спиральные туманности, в частности, Большая спираль в Андромеде, расположены очень далеко от Млечного Пути. Хаббл изучил 41 спиральную галактику для большинства из которых В.Слайфер (1875–1969) определил, что линии в их спектрах смещены к красному концу. Это смещение, если считать его эффектом Доплера, указывает на радиальное движение галактик от Солнца. В 1929 Хаббл обнаружил, что расстояния и скорости галактик пропорциональны друг другу.

Константу пропорциональности теперь обозначают буквой H и называют постоянной Хаббла. Простое выражение 1/H дает оценку возраста Вселенной. Астрономы постоянно уточняют расстояния и скорости галактик для более точного определения этого важного числа. Вначале его определили как 2 млрд. лет, и это вызвало в 1940-е годы научный кризис, поскольку возраст земных пород по радиоизотопным измерениям составлял 4 млрд. лет, т.е. формально превышал возраст Вселенной. Проблему решило переопределение постоянной Хаббла в 1952. Возраст Земли сейчас считается равным 4,5 млрд. лет, а возраст Вселенной – от 10 до 20 млрд. лет.

Открытие расширения Вселенной вынудило физиков задуматься о начале этого процесса, астрономические и физические проблемы которого перерастают в философские. Одним из первых занялся этим Ж.Леметр (1894–1966) в 1930-х годах. С помощью термодинамики и квантовой теории он доказывал, что в момент рождения Вселенная была подобна первичному атому, в котором содержалась вся энергия и вся масса Вселенной. Затем первичный атом стал делиться, как при радиоактивном распаде, породив при этом наблюдаемую Вселенную.

В конце 1940-х годов Г.А.Гамов (1904–1968) и Р.Альфер (род. 1921) приступили к изучению физических процессов первичного образования элементов, когда нейтроны, протоны и электроны находились в излучательной среде. При этом Альфер полагал, что остатки этого излучения, подвергшиеся сильному красному смещению, должны наблюдаться сейчас в виде однородного фона с температурой ок. 3 К.

Вычисление расстояний до галактик основано на множестве допущений и различных факторов, еще окончательно не установленных. Иногда даже ставят под сомнение интерпретацию красного смещения эффектом Доплера. Поэтому возраст Вселенной выводится из закона Хаббла не столь уж просто и однозначно, как это порой представляют. Имеется еще немало возможностей для дальнейших уточнений.

Согласно космологической модели расширяющейся Вселенной, вещество возникло в самом начале, после чего быстро остыло, и физические процессы перешли в нормальное русло. Но предлагались и другие космологические модели, например, еще в первой половине 20 в. рассматривался вариант стационарной Вселенной, в которой вещество возникает непрерывно. После Второй мировой войны Г.Бонди, Т.Голд и Ф.Хойл рассматривали стационарную модель как альтернативу расширяющейся Вселенной. Предположение Голда о непрерывном рождении вещества, делавшее ненужной гипотезу об уникальном событии творения Вселенной в прошлом (которое Хойл в 1950 назвал Большим взрывом), стало основой для их совместных работ и последующих вариантов. Однако модель стационарной Вселенной была опровергнута открытием в 1965 фонового излучения с температурой 3 К, которое Альфер предсказал как остаток Большого взрыва.

Новые области астрономии. Достаточно разработанная к началу 20 в. физика электромагнитного излучения указывала, что многие астрономические объекты должны заметную или даже большую часть своей энергии излучать за пределами того узкого диапазона спектра, в котором чувствителен глаз человека, а именно, в более длинноволновых (инфракрасный и радио) или коротковолновых (ультрафиолетовый, рентгеновский, гамма) диапазонах. Хотя земная атмосфера не пропускает большую часть этих излучений, существует несколько «окон», в которых они частично достигают земной поверхности. Однако детальное изучение астрономических объектов за пределом оптического диапазона началось лишь в космическую эру.

Радиоастрономия. Было предпринято несколько неудачных попыток наблюдать радиоизлучение Солнца и других небесных объектов. В 1932 К.Янский (1905–1950), пытаясь изучить помехи трансатлантической радиосвязи, обнаружил мощное радиоизлучение Млечного Пути. Радиоинженер Г.Ребер составил в 1940-х годах карту излучения неба на более высоких частотах. В феврале 1942 Дж.Хей открыл радиоизлучение Солнца, когда исследовал предполагаемые немецкие помехи британским радарам. После войны теоретики рассмотрели возможность излучения радиоволн астрономическими объектами и развили теорию синхротронного излучения, которое испускают электроны, двигаясь в магнитном поле почти со скоростью света.

Радиоинженеры и ученые приспосабливали радиотехнику к астрономическим исследованиям, используя приборы, созданные для военных целей. Было воздвигнуто несколько радиотелескопов различной конструкции в США, СССР, Англии, Нидерландах и Австралии.

Подобно визуальным обзорам неба, открывавшим эру оптических телескопов, обзоры радионеба также выявили мириады источников. Одним из первых достижений радиоастрономии стало уточнение структуры Галактики и нашего места в ней. В время Второй мировой войны В.Бааде (1893–1960) использовал 2,5-м телескоп обсерватории Маунт-Вилсон для изучения галактики Андромеды (М 31). Он выявил в ней два населения звезд: молодые яркие голубые звезды, сконцентрированные в спиральных рукавах, и более старые красные звезды, населяющие ядро и гало. В 1950 он и другие выявили подобное распределение звезд и в нашей Галактике, определив место Солнца на краю ее спирального рукава. Тогда же другие астрономы, используя связь областей ионизованного водорода с характерными для спиральных рукавов молодыми звездами, установили положение двух рукавов Галактики. В 1951 было открыто радиоизлучение нейтрального водорода, и многие астрономы воспользовались им для составления карты спиральной структуры Галактики. В то время как далекие оптические объекты в плоскости Галактики закрыты от нас пылевыми облаками, радиоизлучение свободно проходит сквозь пыль, обрисовывая структуру всей Галактики.

В 1960 астрономы отождествили несколько радиоисточников со слабыми звездообразными объектами. У них оказались странные оптические спектры и скорости удаления больше, что у галактик; назвали их квазизвездными радиоисточниками, или квазарами. В 1960-х годах астрофизики столкнулись со множеством проблем, пытаясь понять природу этих удивительных объектов, очень далеких, а значит, выделяющих такую колоссальную энергию, источник которой просто трудно себе представить. В 1970-х годах квазары были найдены в ядрах некоторых активных галактик, и некоторые астрофизики теперь считают, что источниками энергии в центрах этих галактик служат прожорливые черные дыры.

Радиоастрономия смогла также подтвердить существование нейтронных звезд, впервые предсказанное в 1930-х годах. Аспирантка Кембриджского университета Дж.Белл в 1967 обнаружила сигнал, пульсирующий с периодом около секунды. Т.Голд предположил, что испускающие их объекты, названные пульсарами, могут быть быстро вращающимися нейтронными звездами, с поверхности которых выходит синхротронное излучение. Позже были открыты рентгеновские и другие пульсары.

Радиолокационная астрономия. Прототипом астрономических радиолокаторов были военные радары. Армейские радиоинженеры впервые получили отраженный от Луны сигнал в 1946. Когда в 1950-х годах началась холодная война и возникла опасность авиационной и ракетной ядерной бомбардировки, военные создали мощные радары для предупреждения о налете противника и для изучения атмосферы и ионосферы. Мощные радары были необходимы также для наблюдения за космическими зондами. Некоторые исследователи воспользовались этими приборами для определения расстояний до Луны, Венеры, Меркурия и Марса, впервые дав астрономам независимую шкалу расстояний в Солнечной системе с тех пор, как в 18 и 19 вв. для этого использовали прохождения Венеры и Меркурия по диску Солнца.

Радиолокационное зондирование ближайших планет в 1960-х годах дало первое представление о деталях поверхности закрытой облаками Венеры, о структуре и составе лунной поверхности, позволило измерить скорость и направление вращения Венеры и Меркурия. В 1970-х и 1980-х годах наземные радары, особенно гигантская антенна, сооруженная в естественном углублении близ Аресибо (о.Пуэрто-Рико), и большая антенна системы дальней космической связи на станции НАСА Голдстоун в калифорнийской пустыне Мохаве, начали зондировать спутники Юпитера, кольца Сатурна и приближающиеся к Земле астероиды и кометы. Радары космических зондов, выведенных на орбиту вокруг Венеры, позволили детально изучить ее поверхность.

Инфракрасная астрономия. ИК-излучение, частично проникающее сквозь водяной пар нашей атмосферы, несет информацию о довольно холодных объектах Вселенной. Это излучение обнаружил Гершель в конце 18 в. Ученые Европы и США в 19 в. с помощью термопар регистрировали ИК-излучение Солнца и Луны. С появлением в конце века более чувствительных радиометров астрономы стали измерять излучение ярких звезд и планет. ИК-спектроскопия позволила обнаружить двуокись углерода в атмосфере Венеры и метан в атмосферах планет-гигантов. Радиометрические измерения падения температуры поверхности Луны в ходе лунного затмения разрешили спор между конкурирующими гипотезами о составе и структуре лунного грунта.

Расцвет ИК-астрономии произошел в 1960-х годах благодаря применению охлаждаемых электронных детекторов и их выносу на самолетах и спутниках за пределы поглощающего слоя водяных паров атмосферы. Именно тогда были сделаны первые обзоры всего неба. Наилучшим местом для наземных ИК-наблюдений сейчас считается вершина Мауна-Кеа (о.Гавайи), где исключительно сухой и разреженный воздух.

Большой прогресс ИК-астрономии был связан с запуском 26 января 1983 спутника IRAS (Infrared Astronomical Satellite), созданного США, Великобританией и Нидерландами. Его охлаждаемый жидким гелием телескоп и чувствительный инфракрасный твердотельный детектор позволили выполнить обзор всего неба и исследовать множество дискретных источников. Были получены карты распределения пыли вдоль Млечного Пути и плоскости эклиптики. Были обнаружены две неизвестные ранее зодиакальные полосы пыли, наклоненные к эклиптике, а также множество разреженных «инфракрасных циррусов», напоминающих перистые облака земной атмосферы и довольно однородно распределенных по небу. Наблюдалось также множество астероидов, изучалась структура пылевых кометных хвостов, были найдены необычные галактики, излучающие почти всю свою энергию в ИК-диапазоне (тогда как Млечный Путь – только половину). Некоторые звезды, в частности, Вега (a Лиры), показали неожиданный избыток ИК-излучения, позволивший открыть у них протопланетные газопылевые диски и довольно холодные спутники, названные «коричневыми карликами».

Ультрафиолетовая астрономия. По другую сторону видимого диапазона простирается УФ-диапазон, в котором большую часть своего излучения испускают объекты с температурой от 10 000 до 1 000 000 К, – звезды горячее Солнца и разные экзотические звездные объекты. В этом диапазоне излучают и многие химические элементы и соединения, распространенные во Вселенной. Озон в земной атмосфере поглощает большую часть этого излучения. Наблюдать небесные объекты в этом диапазоне астрономы начали лишь после Второй мировой войны, когда стало возможным поднимать приборы на исследовательских ракетах.

В октябре 1946 Р.Таузи с коллегами из научно-исследовательской лаборатории ВМС США с помощью трофейной ракеты «Фау-2» подняли спектрограф и впервые получили УФ-спектр Солнца. Эти и последовавшие за ними более детальные наблюдения позволили изучить состав, температуру и динамику различных слоев Солнца и верхних слоев земной атмосферы, в особенности электрические и магнитные процессы в ней, стимулированные влиянием Солнца. В 1957 группа ученых из этой лаборатории провела первые УФ-наблюдения звезд. Развитие спутниковой УФ-астрономии привело к различным открытиям в эволюции горячих звезд, в изучении состава межзвездной среды и в исследовании атмосфер планет и комет.

Технические проблемы спутниковой УФ-астрономии удалось преодолеть лишь в конце 1960-х годов, когда несколько орбитальных астрономических обсерваторий ОАО обследовали из космоса все небо. Затем длительные и очень продуктивные наблюдения вел спутник IUE (запущен 26 января 1978, работал до 30 сентября 1996). Сейчас на орбите функционирует Космический телескоп им. Хаббла диаметром 2,4 м, запущенный 25 апреля 1990 с помощью многоразового космического корабля «Дискавери» и наблюдающий в широком диапазоне спектра от инфракрасного до крайнего ультрафиолетового.

Рентгеновская и гамма-астрономия. Рентгеновские и гамма-лучи были открыты в конце 19 в. как два вида проникающей радиации, излучаемой радиоактивными веществами. Поток космического гамма-излучения был зафиксирован в 1930-х годах при подъеме на аэростатах простых электрометров, реагирующих на ионизацию окружающего воздуха, хотя теоретики тогда не представляли физических механизмов, способных создать столь энергичное излучение. Новые данные о бурных космических процессах и объектах (таких, как сверхновые звезды, квазары, нейтронные звезды и черные дыры), а также развитие ракетной и наблюдательной техники после середины 1950-х годов привели к рождению рентгеновской и гамма-астрономии.

Космические гамма-лучи, взаимодействуя с атомами верхних слоев атмосферы, рождают каскадный ливень вторичных гамма-лучей и заряженных частиц, который можно регистрировать гейгеровскими и сцинтилляционными счетчиками высоко в горах или подняв их на аэростатах и ракетах. Рожденные высокоэнергичными гамма-лучами заряженные частицы, двигаясь в атмосфере, испускают слабое оптическое черенковское излучение, для регистрации которого созданы специальные наземные телескопы.

Созданные в 1960-х годах специальные искровые камеры, сцинтилляционные счетчики и другие твердотельные детекторы поднимали на аэростатах, небольших ракетах и некоторых спутниках – как военных, созданных для обнаружения вспышек гамма-излучения от ядерных взрывов на Земле и в космосе, так и гражданских, предназначенных для астрономических наблюдений. Рентгеновская и гамма-астрономия вошла в контакт с астрофизикой и космологией, с физикой высоких энергий, ядерной физикой и военной техникой.

Американская научно-инженерная группа в 1962 неожиданно обнаружила мощный источник рентгеновского излучения (Sco X-1) в созвездии Скорпиона. Вскоре эти специалисты открыли и другие источники, включая один в Крабовидной туманности. К ним подключились и другие ученые, обнаружившие с помощью многочисленных запусков высотных ракет немало источников и сильное фоновое излучение.

Обзор НАСА с помощью малого астрономического спутника SAS-1 выявил 337 источников рентгеновского излучения, среди которых особо мощным был Лебедь X-1. Спутники НАСА SAS-2 и Европейского космического агентства Cos-B сосредоточились на гамма-астрономических исследованиях и позволили составить грубую карту неба. На ней обнаружился диффузный фон, усиливающийся к плоскости Галактики, и около 30 отдельных источников. Поскольку разрешение этой карты было ок. 1°, лишь некоторые из источников удалось отождествить с соответствующими объектами в других диапазонах, например, с Крабовидной туманностью, оптическим пульсаром в Парусах и рентгеновским источником Лебедь Х-3.

Поскольку траектории гамма-лучей, проходящих сквозь Вселенную, практически не отклоняются (как это происходит с заряженными частицами космических лучей – протонами и др.), они точно указывают на источники излучения. Космические обсерватории высоких энергий HEAO занимались в основном рентгеновской астрономией, но имели также приборы для наблюдений в мягком гамма-диапазоне, например, гамма-спектрометр. HEAO-2 («Эйнштейн») мог определять положение рентгеновских источников с точностью до 2ўў, достаточной для их однозначной идентификации. Международная гамма-обсерватория «Комптон», выведенная на многоразовом космическом корабле «Атлантис» 7 апреля 1991, получила подробные карты гамма-излучения Млечного Пути, измерила излучение квазаров, солнечных вспышек и зафиксировала множество загадочных вспыхивающих источников, известных как гамма-барстеры.

Исследования Солнечной системы. Расширение спектрального диапазона наблюдений способствовало изучению планет и других объектов Солнечной системы. ИК-спектроскопия позволила определить молекулярный состав планетных атмосфер и кое-что узнать о минеральном составе их поверхности. Последнее особенно важно для изучения семейств астероидов и формирования представлений о природе породивших их тел. УФ-спектроскопия и другие методы наблюдений оказались полезными для изучения верхних слоев планетных атмосфер и гигантских водородных корон, окружающих кометы.

Представления докосмической эпохи. До начала 1960-х годов астрономы представляли внутренние планеты Солнечной системы как каменистые тела с атмосферой. О Меркурии было известно мало. Было установлено, что плотная атмосфера Венеры в основном состоит из углекислого газа. Радионаблюдения указывали на очень высокую температуру, но неясно было, относится ли она к поверхности планеты или к верхним слоям ее атмосферы. Предполагалось, что у поверхности Венеры температура умеренная и, возможно, даже существует океан воды. Марс не давал астрономам покоя своими сезонными изменениями полярных шапок, облаками и трудноуловимыми деталями поверхности. После жарких дебатов в начале 20 в. между П.Ловеллом (1855–1916) и большинством других астрономов о том, есть ли на Марсе следы жизни, он оставался загадочной планетой.

Луна, наиболее исследованный после Земли объект Солнечной системы, была хорошо картографирована еще до начала 20 в. Однако природа многочисленных кратеров на ее поверхности (вулканическая активность или метеоритные удары?) долгое время оставалась темой острых дискуссий, пока большинство ученых не склонились к гипотезе об ударной природе большинства лунных кратеров. Происхождение Луны и ее связь с Землей также оставались предметом споров. Если Луна, как считали некоторые известные ученые, является первичным телом, не изменившимся с эпохи формирования Солнечной системы, то именно на ней хранится ключевая информация, практически потерянная на Земле в результате эрозии и других процессов.

В начале 20 в. уже было ясно, что внешние планеты Солнечной системы существенно отличаются от внутренних планет своими огромными размерами, малой плотностью и низкой температурой. Спектроскопическое обнаружение метана как главной составляющей их атмосфер стимулировало работу астрономов над моделями внутреннего строения гигантских газовых планет. Развитая после войны ИК-спектроскопия принесла новые данные и позволила Дж.Койперу (1905–1973) впервые обнаружить атмосферу у спутника планеты (это был Титан, спутник Сатурна). В 1955 было открыто мощное радиоизлучение Юпитера, происхождение которого осталось неясным.

Исследования с помощью космических аппаратов. Во второй половине 20 в. изучение Солнечной системы совершенно изменили космические зонды, подлетевшие ко всем планетам (кроме Плутона), к Луне и многим другим спутникам, к нескольким астероидам и кометам, а также непосредственно изучавшие Луну, Венеру, Марс и Юпитер с помощью автоматических орбитальных и посадочных аппаратов и даже экспедиций космонавтов (на Луну).

Межпланетный аппарат «Маринер-2» положил конец надеждам на умеренный климат Венеры, измерив очень высокую температуру ее поверхности. Десятки космических аппаратов, включая орбитальные, посадочные и атмосферные зонды, за прошедшие 40 лет довольно подробно изучили Венеру. При температуре поверхности выше точки плавления свинца, поддерживающей кору планеты в пластичном состоянии, и с чрезвычайно плотной атмосферой из углекислого газа, в которой плавают облака из серной кислоты, Венера выглядит малопривлекательным местом. «Маринер-10», пролетев мимо Венеры, затем трижды прошел мимо Меркурия, сфотографировав более половины его поверхности, покрытой кратерами, как лунная.

Марс после каждого визита к нему космических зондов представляется по-новому. «Маринер-4» поразил ученых изображениями луноподобной поверхности Марса, густо покрытой кратерами. «Маринеры-6 и -7» обнаружили пустые русла, как будто образованные протекавшей по ним в далеком прошлом водой. «Маринер-9» передал с орбиты изображения всей планеты и открыл на ней гигантские древние вулканы. Орбитальные аппараты двух «Викингов» составили подробную карту планеты, а их посадочные аппараты изучали атмосферу и образцы в двух точках на ее поверхности. Хотя признаков жизни там не было обнаружено, Марс показал себя динамичной планетой с богатой историей. Сопоставление различных эволюционных путей Венеры, Земли и Марса стало первым серьезным достижением космической планетологии, объединившей усилия астрономов, геологов, физиков, химиков и метеорологов для разгадки природы планет.

Хотя Луна привлекала к себе внимание в основном по политическим и прочим ненаучным соображениям, ее научные исследования весьма продуктивны. В 1960-х годах Луна была осмотрена и изучена автоматическими станциями: сначала – пролетавшими вблизи или падавшими на ее поверхность, а затем – орбитальными и посадочными. Двенадцать космонавтов на шести кораблях «Аполлон» (1969–1972) побывали на поверхности Луны, доставили туда приборы и привезли назад сотни килограммов образцов породы. Возраст Луны оказался близок к земному, а сама она предстала перед учеными хотя и не совсем реликтовой, как они надеялись, он все же проделавшей совершенно самостоятельный эволюционный путь, отличный от земного. Образцы лунного грунта и другие данные позволили воссоздать историю Луны и, опираясь на это, понять многие аспекты ранней истории Солнечной системы. В частности, статистический анализ лунных кратеров был использован при изучении поверхности других планет. Экспедиции к внешним планетам требуют дальнейшего развития космической техники, сооружения мощных носителей и больших вложений для реализации грандиозных проектов, результаты которых можно ожидать лишь через многие годы.

В 1970–1980-х годах несколько зондов были посланы с разведывательной целью к Юпитеру, Сатурну, Урану и Нептуну. Даже самые прозорливые планетологи были удивлены переданными на Землю изображениям и данными. В атмосфере Юпитера темные полосы и светлые зоны между ними, а также пятна, которые астрономы напряженно изучали с Земли, «рассыпались» на многочисленные цветные, закрученные циклонами облака. Кольца Сатурна, в которых при наблюдении в телескоп было заметно лишь несколько щелей, с близкого расстояния стали похожи на грамофонную пластинку с сотнями бороздок, возможно, завитых в спираль. Системы колец Урана и Нептуна, незадолго до этого обнаруженные с Земли, оказались весьма сложными. У Юпитера также было открыто тонкое кольцо. Ледяные спутники всех больших планет, которые при наблюдении в телескоп выглядят светлыми точками или, в лучшем случае, крохотными дисками с цветными пятнышками, оказались самобытными объектами, каждый со своей сложной историей. Космические зонды обнаружили активные геологические процессы, такие, как действующие вулканы, извергающие серу, на спутнике Юпитера Ио, а также гейзеры, фонтанирующие азотом, на спутнике Нептуна Тритоне.

В 1986 армада космических зондов разных стран встретилась с кометой Галлея и передала изображения ее ядра. В начале 1990-х годов аппарат «Галилео» осмотрел два астероида во время своего 2-летнего путешествия в систему Юпитера, где он сбросил зонд в атмосферу этой планеты. Изображения нескольких астероидов были составлены по данным наземных радаров.

Комплексный подход. Исследование Солнечной системы космическими аппаратами привело к уточнению ее параметров и совершенно изменило представления о целых классах объектов. Но пока в Солнечной системе остаются области, не доступные для прямых исследований, невозможно полностью отказаться от дистанционных астрономических методов, как этого хотели бы некоторые энтузиасты. Наземные наблюдения не только позволяют планировать полеты зондов и помогают интерпретировать переданные ими данные, но и во время работы самих зондов обсерватории всего мира ведут наблюдения вместе с ними.

Доступность астрономической информации. Собранные космическими зондами данные доступны любому, кто в них нуждается; в этом залог успеха астрономических исследований. Так, продолжается традиция национальных обсерваторий, куда каждый может подать заявку и, получив одобрение, проводить наблюдения. Появление недорогих, но мощных компьютеров и возможность получать данные через Интернет позволила теоретикам работать весьма плодотворно, не ограничивая себя рамками своего учреждения или страны. Гигантские базы данных о тысячах астрономических объектов во всех спектральных диапазонах позволяют теоретикам оперировать множеством разнообразных фактов для объяснения изучаемых явлений. Современные астрономы-наблюдатели имеют и свои обширные персональные базы данных, обычно открытые для свободного доступа всех желающих.

АСТРОНОМЫ

Барнард, Эдуард Эмерсон (Barnard, Edward Emerson) (1857–1923), американский астроном, открыл звезду с наибольшим собственным движением (звезда Барнарда), обнаружил пятый спутник Юпитера, зафиксировал 16 комет. Широко известен его фотографический Атлас избранных областей Млечного Пути(Atlas of Selected Regions of Milky Way).

Боде, Иоганн Элерт (Bode, Johann Elert) (1747–1826), немецкий астроном, сформулировавший эмпирическое правило удаленности планет от Солнца, открытое ранее И.Тициусом и известное сейчас как «правило Тициуса–Боде». Дал имя планете Уран, устранив этим неловкую ситуацию, возникшую после того, как открывший эту планету В. Гершель предложил назвать ее «Звездой Георга» в честь английского короля Георга III.

Браун, Эрнест Уильям (Brown, Ernest William) (1866–1938), американский астроном, чья книга Лунные таблицы (Tables of the Moon) считается наиболее авторитетным источником по теории движения Луны. Браун обнаружил вариации в скорости вращения Земли, исследовал проблему трех тел, движение планет и астероидов, развивал теорию резонансов.

Вейцзеккер, Карл Фридрих (Weizscker, Carl Friedrich) (род. 1912), немецкий космогонист и физик. Предложил теорию формирования планетной системы из пылевого вещества, верно описывающую расстояния планет от Солнца. Эта теория, основанная на ранних идеях Канта и Лапласа, освободила космогонию от необходимости предполагать соударения звезд для формирования планет.

Герцшпрунг, Эйнар (Hertzsprung, Ejnar) (1873–1967), датский астроном и инженер, обнаружил связь между цветом звезд и их абсолютной светимостью. Это соотношение, независимо полученное Г.Ресселом, легло в основу диаграммы Герцшпрунга – Рессела, ставшей важным инструментом звездной астрономии. Герцшпрунг также обнаружил связь между спектрами звезд и их светимостью.

Донати, Джованни Баттиста (Donati, Giovanni Battista) (1826–1873), итальянский астроном. В 1858 открыл комету Донати – одну из самых ярких и интересных в истории астрономии. Первым исследовал спектры комет и доказал, изучая комету Темпля 1864, что кометы являются самосветящимися телами.

Кассини, Джованни Доменико (Cassini, Giovanni Domenico) (1625–1712), итальянский и французский астроном. Открыл 4 спутника Сатурна и темный промежуток между его кольцами (деление Кассини), исследовал и дал название зодиакальному свету, измерил периоды вращения Марса, Венеры и Юпитера, указал причину лунных либраций. Был первым директором Парижской обсерватории; на этом посту его последовательно сменяли сын, Жак Кассини (1677–1756), внук, Сезар Франк Кассини де Тюри (1714–1784), и правнук, Жак Доминик де Кассини (1747–1845).

Кэмпбелл, Уильям Уоллес (Campbell, William Wallace) (1862–1938), американский астроном, начал измерения лучевых скоростей звезд по их спектрам; определил движение Солнца в Галактике, а также среднюю скорость хаотического движения звезд различных спектральных классов.

Кэннон, Энни Джамп (Cannon, Annie Jump) (1863–1941), американский астроном, классифицировала спектры более 400 000 звезд, опубликовав результаты в Каталоге Генри Дрэпера. Открыла 5 новых и более 300 переменных звезд.

Лаббок, Джон Уильям (Lubbock, John William) (1803–1865), английский астроном и математик, предложивший в 1829 метод определения кометных орбит. Упростил вычисления отклонений в движении Луны и планет, введя время как независимую переменную.

Леверье, Урбен Жан Жозеф (Leverrier, Urbain Jean Joseph) (1811–1877), французский астроном и математик, в 1846 теоретически открывший планету Нептун.

Леметр, Жорж Эдуар (Lemaitre, Georges Edouard) (1894–1966), бельгийский астрофизик и космогонист, изучавший формирование Вселенной на основе теории относительности. Предложил эволюционную гипотезу, в которой рождение Вселенной уподоблялось распаду радиоактивного атома, т.е. источником всего вещества и энергии Вселенной считалось одно гигантское ядро, или «первичный атом».

Ливитт, Генриетта Суон (Leavitt, Henrietta Swan) (1868–1921), американский астроном, обнаружившая зависимость между светимостью переменных звезд-цефеид и периодом изменения их блеска, что позволило определять расстояния до звезд. Открыла также множество астероидов, 4 новые звезды и 2400 переменных звезд.

Максутов, Дмитрий Дмитриевич (1896–1964), русский астроном и оптик, изобрел менисковые системы оптических приборов (телескоп Максутова).

Моултон, Форест Рей (Moulton, Forest Ray) (1872–1952), американский астроном-теоретик. Выдвинул планетезимальную гипотезу происхождения Солнечной системы взамен небулярной гипотезы Лапласа; изучал устойчивость движения спутниковых систем, определял орбиты планет и комет, построил теорию приливов в системе Земля – Луна.

Ньюком, Саймон (Newcomb, Simon) (1835–1909), американский астроном. Совместно с А.Даунингом предложил однородную систему астрономических постоянных, ставшую с 1901 стандартной для всех эфемерид. Расчитал точные таблицы движения Солнца, Меркурия, Венеры, Марса, Урана и Нептуна.

Ольберс, Генрих Вильгельм Маттиас (Olbers, Heinrich Wilhelm Matthias) (1758–1840), немецкий астроном и врач; предложил метод вычисления орбит, применяемый до сих пор. Выдвинул гипотезу о происхождении астероидов в результате взрыва большой планеты. Открыл вторую и четвертую малые планеты – Палладу и Весту.

Струве, Отто Васильевич (1819–1905), русский астроном немецкого происхождения, открыл более 500 двойных звезд и вычислил постоянную прецессии; определил массу Нептуна, размер колец Сатурна и скорость Солнца. После своего отца, Василия Яковлевича Струве (1793–1864), стал в 1862 директором Императорской Пулковской обсерватории.

Фламмарион, Камиль (Flammarion, Camille) (1842–1925), французский астроном, исследовавший Марс, Луну, двойные звезды. Его книга Планета Марс стала классической. Он также пересмотрел Каталог туманностей и звездных скоплений Ш.Мессье.

Хёггинс, Уильям (Huggins, William) (1824–1910), английский астроном, первым применивший спектроскоп для детального исследования звезд. Разработал методы определения движения звезд по смещению линий в их спектре; доказал, что одни туманности являются газовыми, а другие – звездными.

Шмидт, Бернхард Вольдемар (Schmidt, Bernhard Voldemar) (1879–1935), немецкий оптик, создатель астрономических инструментов. Разработал коррекционную пластину для подавления сферической аберрации у зеркальных телескопов. Телескоп (камера) системы Шмидта позволяет фотографировать большие области неба, правда, фотопластинку при этом приходится немного выгибать. Несмотря на то, что в детстве в результате несчастного случая Шмидт потерял правую руку, он был одним из лучших шлифовщиков астрономических зеркал своего времени.

Штернберг, Павел Карлович (1865–1920), русский астроном, занимался фотографический астрономией, гравиметрией и др. Директор Московской обсерватории (1916–1917).

АСТРОНОМИЧЕСКИЕ ТЕРМИНЫ

Аберрация света. Смещение наблюдаемого положения звезд, вызванное движением Земли.

Аберрация сферическая. Размытие изображения, построенного зеркалом или линзой со сферической поверхностью.

Аберрация хроматическая. Размытие и окрашенность краев у изображений в линзовых телескопах и камерах, возникающее из-за разной степени преломления лучей различного цвета.

Азимут. Одна из двух координат горизонтальной системы: угол между небесным меридианом наблюдателя и вертикальным кругом, проходящим через небесный объект. Обычно астрономы измеряют его от точки юга к западу, а геодезисты – от точки севера к востоку.

Альбедо. Доля световой энергии, отраженная поверхностью.

Альт-азимутальная монтировка. Монтировка телескопа, позволяющая ему для наведения на небесный объект поворачиваться вокруг двух осей: вертикальной оси азимута и горизонтальной оси высоты.

Апекс. Точка на небесной сфере, в направлении которой движется в пространстве астрономический объект.

Апогей. Наиболее удаленная от Земли точка орбиты Луны или ИСЗ.

Апсид линия. Линия, связывающая две экстремальные точки орбиты, например, апогей и перигей (от греч. hapsis – свод); является большой осью эллиптической орбиты.

Астероиды. Множество малых планет и фрагментов неправильной формы, обращающихся вокруг Солнца, в основном между орбитами Марса и Юпитера. Некоторые астероиды проходят вблизи Земли.

Астрономическая единица (а. е.). Среднее расстояние между центрами Земли и Солнца, равное большой полуоси земной орбиты, или 149,5 млн. км.

Афелий. Наиболее удаленная от Солнца точка орбиты планеты или иного тела Солнечной системы.

Бейли, четки. Цепочка ярких точек вдоль лунного лимба, наблюдаемых за мгновение до начала или сразу после окончания полной фазы солнечного затмения. Причина – неровности лунной поверхности.

Белый карлик. Маленькая, но очень плотная и горячая звезда. Некоторые из них меньше Земли, хотя их массы почти в миллион раз больше земной.

Боде закон. Эмпирическое правило, указывающее приблизительное расстояние планет от Солнца.

Большая полуось. Половина наибольшего диаметра эллипса.

Визуальная тройная. Система из трех звезд, обращающихся вокруг общего центра масс и разрешаемая глазом без телескопа.

Времени уравнение. Разность между средним и истинным солнечным временем на данный момент; разность прямых восхождений истинного Солнца и среднего солнца.

Время всемирное. Среднее солнечное время гринвичского меридиана.

Время звездное. Часовой угол точки весеннего равноденствия.

Время истинное солнечное. Часовой угол Солнца (15° соответствуют 1 ч). Момент пересечения Солнцем меридиана в верхней точке называется истинным полднем. Истинное солнечное время показывают простые солнечные часы.

Время поясное, или стандартное. Официально установленное время в городах и странах. Основные (стандартные, или средние) меридианы часовых поясов проходят по долготам 15°, 30°, 45°,... к западу от Гринвича вдоль точек земной поверхности, в которых среднее солнечное время на 1, 2, 3,... часа отстает от гринвичского. Обычно крупные города и прилегающие к ним области живут по времени ближайшего среднего меридиана. Линии, разделяющие области с различающимся официальным временем, называются границами часовых поясов. Формально они должны отстоять от основного меридиана на ±7,5°. Однако обычно они следуют не строго вдоль меридианов, а совпадают с административными границами. В летние месяцы во многих странах для более полного использования светлого времени суток вводится летнее время, опережающее на 1 ч официальное (поясное или декретное).

Время среднее солнечное. Часовой угол среднего солнца. Когда среднее солнце находится в верхней точке меридиана, среднее солнечное время равно 12 ч пополудни.

Время эфемеридное. Время, определенное по орбитальному движению небесных тел, в основном Луны. Используется для астрономических предвычислений.

Вспышка солнечная. Неожиданное кратковременное поярчание участка хромосферы вблизи солнечного пятна или группы пятен, вызванное резким выделением энергии магнитного поля в относительно малом объеме над фотосферой.

Вспышки, спектр. Последовательность узких серповидных линий излучения газа солнечной хромосферы, получаемая бесщелевым спектрографом за мгновение до начала полной фазы солнечного затмения, когда виден лишь узкий серп Солнца.

Выпуклая Луна (или планета). Фаза Луны (планеты) между первой четвертью и полнолунием или между полнолунием и последней четвертью.

Высота. Одна из двух координат горизонтальной системы: угловое расстояние небесного объекта над горизонтом наблюдателя.

Галактика. Гигантская система из звезд и газопылевых облаков. Галактики бывают спиральные, как в Андромеде (М 31), или пересеченные спиральные, как NGC 5850. Бывают также галактики эллиптической и неправильной формы. Млечный Путь также называют Галактикой (от греческого galactose – молоко).

Галактический экватор. Большой круг небесной сферы, равноотстоящий от галактических полюсов – двух противолежащих точек, отмечающих центры полушарий, на которые небо делит Млечный Путь.

Галактическое (рассеянное) скопление. Звездное скопление в диске спиральной галактики.

Гелиосфера. Область вокруг Солнца, где солнечный ветер доминирует над межзвездной средой. Гелиосфера простирается, как минимум, до орбиты Плутона (вероятно, значительно дальше).

Герцшпрунга – Рессела диаграмма. Диаграмма, показывающая соотношение между цветом (спектральным классом) и светимостью звезд различного типа.

Гигант. Звезда с большей светимостью и размером, чем большинство звезд того же спектрального класса. Звезды еще большей светимости и размера называют «сверхгигантами».

Главная последовательность. Основная группировка звезд на диаграмме Гершпрунга – Рессела, представляющей их спектральный класс и светимость.

Год аномалистический. Время, необходимое Земле для одного оборота вокруг Солнца, который начинается и заканчивается в точке перигелия земной орбиты (365,2596 сут).

Год високосный. Год, содержащий 366 средних солнечный суток; устанавливается путем введения даты 29 февраля в те годы, номера которых делятся на 4, например 1996, и на 400, если год заканчивает столетие (как 2000).

Год драконический. Интервал времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через восходящий узел лунной орбиты (346,620 сут).

Год сидерический, или звездный. Время, необходимое Земле для одного оборота вокруг Солнца, который начинается и заканчивается на линии, проведенной из центра Солнца в фиксированном направлении небесной сферы (365,2564 сут).

Год тропический. Интервал времени между двумя последовательными прохождениями Солнца через точку весеннего равноденствия (365,2422 сут). Это год, на котором основан календарь.

Горизонт. В просторечии, замкнутая вокруг наблюдателя линия, вдоль которой «земля встречается с небом». Астрономический горизонт – это большой круг небесной сферы, равноудаленный от зенита и надира наблюдателя; фундаментальная окружность горизонтальной системы координат.

Грануляция фотосферы. Пятнистый вид солнечной фотосферы.

Даты, международная линия перемены. Демаркационная линия, проходящая приблизительно по меридиану с долготой 180° и служащая для облегчения отсчета календарных дат при трансокеанских и кругосветных плаваниях и перелетах. Пересекая линию в западном направлении, следует прибавлять сутки в своем календаре, а пересекая в восточном – отнимать.

Двойная звезда. Две звезды, видимые на небе близко друг к другу. Если звезды действительно расположены рядом и связаны силой тяготения, то это «физическая двойная», а если видны рядом в результате случайной проекции, то «оптическая двойная».

Двойная система. Система из двух звезд, обращающихся по орбитам вокруг общего центра масс. Такие системы подразделяют на несколько типов: у «визуальных двойных» обе звезды видны по отдельности; «спектральные двойные» обнаруживают по периодическому доплеровскому смещению линий в их спектре; если Земля лежит в плоскости орбиты двойной звезды, то ее компоненты периодически затмевают друг друга, и такие системы называют «затменными двойными».

Дифракция. Отклонение лучей, прошедших вблизи края экрана, сквозь малое отверстие или узкую щель.

Долгота галактическая. Угол, измеряемый к востоку вдоль галактического экватора от точки, обозначающей галактический центр, до меридиана, проходящего через галактические полюса и небесное светило.

Долгота географическая. Угол с вершиной в центре Земли между точками, в которых гринвичский меридиан и меридиан данной области пересекают экватор.

Долгота эклиптическая. Координата в эклиптической системе; измеряемый к востоку вдоль эклиптики угол между точкой весеннего равноденствия и меридианом, проходящим через полюса эклиптики и небесное светило.

Затмение. Ситуация, когда два или несколько небесных тел располагаются на одной прямой и закрывают одно от другого. Луна закрывает от нас Солнце в моменты солнечных затмений; земная тень ложится на Луну в моменты лунных затмений.

Звездная величина. Видимая звездная величина выражает яркость небесного светила, наблюдаемого невооруженным глазом или в телескоп. Абсолютная звездная величина соответствует яркости на расстоянии 10 парсеков. Фотографическая звездная величина выражает яркость объекта, измеренную по его изображению на фотопластинке. Шкала звездных величин принята такой, что разность на 5 величин соответствует 100-кратному различию в потоках света от источников. Таким образом, разность на 1 звездную величину соответствует отношению потоков света в 2,512 раза. Чем больше значение звездной величины, тем слабее поток света от объекта (астрономы говорят «блеск объекта»). У звезд Ковша Бол. Медведицы блеск ок. 2-й звездной величины (обозначается 2m), у Веги около 0m, а у Сириуса – ок. 1,5m (его блеск в 4 раза больше, чем у Веги).

Зеленый луч, или зеленая вспышка. Зеленый ободок, наблюдаемый иногда над верхним краем солнечного диска в момент его восхода или захода за чистый горизонт; возникает из-за сильного преломления зеленых и голубых лучей Солнца в атмосфере Земли (атмосферная рефракция) и сильного рассеяния в ней голубых лучей.

Зенит. Точка небесной сферы, расположенная вертикально над наблюдателем.

Зодиак. Зона шириной ок. 9° в обе стороны от эклиптики, содержащая видимые пути Солнца, Луны и основных планет. Проходит через 13 созвездий и делится на 12 знаков Зодиака.

Зодиакальный свет. Слабое сияние, протянувшееся вдоль эклиптики и лучше всего видимое сразу после окончания (или непосредственно перед началом) астрономических сумерек в той части неба, где зашло (или восходит) Солнце; возникает из-за рассеяния солнечного света на метеоритной пыли, сконцентрированной в плоскости Солнечной системы.

Избыток цвета. Разность между наблюдаемым показателем цвета звезды и нормальным, свойственным ее спектральному классу. Служит мерой покраснения звездного света в результате рассеяния голубых лучей межзвездной пылью.

Карлик. Звезда главной последовательности с умеренными температурой и светимостью, т.е. звезда типа Солнца или еще менее массивная, каких в Галактике большинство.

Кассегрена фокус. Точка на оптической оси телескопа-рефлектора системы Кассегрена, в которой формируется изображение звезды. Расположена вблизи центрального отверстия в главном зеркале, сквозь которое проходят лучи, отраженные вторичным гиперболическим зеркалом. Обычно используется для спектральных исследований.

Квадратный градус. Площадка на небесной сфере, эквивалентная по площади телесному углу размером 1°ґ1°.

Квадратура. Положение Луны или планеты, при котором ее эклиптическая долгота отличается от долготы Солнца на 90°.

Кеплера законы. Три закона, установленные И.Кеплером для движения планет вокруг Солнца.

Комета. Малое тело Солнечной системы, как правило, состоящее из льда и пыли, у которого обычно образуется длинный газовый хвост, когда оно приближается к Солнцу.

Коперника система мира. Предложенная Коперником схема, согласно которой Земля и другие планеты движутся вокруг Солнца. На этой гелиоцентрической модели основано наше нынешнее представление о Солнечной системе.

Корона. Внешняя часть солнечной атмосферы, протянувшаяся на миллионы километров над фотосферой; ее подразделяют на внешнюю корону, видимую только в моменты полных солнечных затмений, и внутреннюю корону, которую можно наблюдать с помощью коронографа.

Коронограф. Прибор для наблюдения солнечной короны.

Красное смещение. Смещение линий в спектре небесного тела к красному концу (т.е. в сторону большей длины волны) в результате эффекта Доплера при удалении тела, а также под действием его гравитационного поля.

Кратная звезда. Группа из трех (или более) близких друг к другу звезд.

Куде оптическая система. Конструкция телескопа-рефлектора, в которой собранный свет выходит через центральное отверстие полярной оси, так что изображение остается на месте, хотя телескоп поворачивается вслед за звездами.

Кульминация. Прохождение светила через небесный меридиан. В верхней кульминации звезда (или планета) имеет максимальную высоту, а в нижней кульминации – минимальную и может находиться под горизонтом.

Либрации. Кажущиеся покачивания вторичного тела при наблюдении его с главного. Либрации Луны по долготе происходят из-за эллиптичности лунной орбиты, а ее либрации по широте – вследствие наклона оси вращения к орбитальной плоскости.

М. Аббревиатура каталога звездных скоплений и туманностей, опубликованного в 1782 Ш.Мессье.

Масса–светимость, соотношение. Связь между массой и абсолютной звездной величиной, которой подчиняется большинство звезд.

Мерцание. Хаотическое изменение блеска звезды, вызванное преломлением и дифракцией ее света в турбулентных слоях земной атмосферы.

Месяц. Часть календарного года (календарный месяц); промежуток времени, через который Луна повторяет свои фазы (синодический месяц); промежуток времени, за который Луна совершает один оборот вокруг Земли и возвращается в ту же точку небесной сферы (сидерический месяц).

Метеор. Светящийся след, оставленный при саморазрушении твердым космическим телом, влетевшим в атмосферу Земли.

Метеорит. Твердое тело, упавшее на поверхность Земли из космоса.

Млечный Путь. Наша Галактика; далекая клочковатая туманная полоса, пересекающая ночное небо, образованная светом миллионов звезд нашей Галактики.

Надир. Точка на небесной сфере, расположенная вертикально вниз от наблюдателя.

Наклон оси вращения. Угол между полюсом вращения планеты и полюсом эклиптики.

Наклонение. Угол между плоскостью орбиты и базисной плоскостью, например, между орбитальной плоскостью планеты и плоскостью эклиптики.

Небесная сфера. Воображаемая сфера вокруг Земли, на поверхность которой кажутся спроецированными небесные объекты.

Небесный меридиан. Большой круг небесной сферы, проходящий через зенит наблюдателя и точки северного и южного полюсов мира. Пересекается с горизонтом в точках севера и юга.

Небесный экватор. Большой круг небесной сферы, равноудаленный от северного и южного полюсов мира; лежит в плоскости земного экватора и служит основанием экваториальной системы небесных координат.

Небулярная гипотеза. Гипотеза о том, что Солнце и планеты сконденсировались из вращающегося газового облака.

Новая звезда. Звезда, увеличившая свой блеск в тысячи раз за несколько часов и наблюдаемая на небе в таком состоянии несколько недель как «новая», а затем опять тускнеющая.

Нутация. Небольшие покачивания в прецессионном движении земной оси.

Ньютона фокус. Точка в передней части телескопа-рефлектора, в которой формируется изображение звезды после отражения света от вторичного плоского зеркала, расположенного на оптической оси телескопа.

Обратное движение узлов. Поворот линии узлов орбиты против часовой стрелки, если смотреть от северного полюса эклиптики.

Объективная призма. Большая тонкая призма, помещенная перед объективом телескопа для превращения в спектр изображения звезды, попавшей в поле зрения.

Овна первая точка. Точка весеннего равноденствия. Когда астрономия складывалась как наука (ок. 2000 лет назад), эта точка располагалась в созвездии Овна. В результате прецессии она переместилась примерно на 20° к западу и теперь находится в созвездии Рыб.

Околополярные звезды. Звезды, которые в процессе суточного движения никогда не заходят за горизонт (их угловое расстояние от полюса мира никогда не достигает географической широты наблюдателя).

Оптическая ось. Прямая, проходящая через центр линзы или зеркала перпендикулярно к поверхности.

Орбита. Путь небесного тела в пространстве.

Параллакс. Видимое смещение более близкого объекта на фоне более далеких при наблюдении с двух концов некоторой базы. Если угол параллакса p мал и выражен в радианах, а длина перпендикулярной к направлению на объект базы составляет B, то расстояние до объекта D равно B/p. При фиксированной базе сам параллактический угол может служить мерой расстояния до объекта.

Парсек. Расстояние до объекта, параллакс которого при базе в 1 а.е. составляет 1ўў (равен 3,26 св. года, или 3,086Ч1016 м).

Пепельный свет Луны. Слабое свечение темной стороны Луны под лучами солнечного света, отразившегося от Земли. Особенно заметно в период малых фаз Луны, когда к ней обращена вся освещенная Солнцем поверхность Земли. Отсюда народное название «старая Луна в объятьях молодой».

Переменная звезда. Звезда, изменяющая свой видимый блеск. Затменная переменная звезда наблюдается, когда в двойной системе один из компонентов периодически затмевается другим; физические переменные звезды, такие как цефеиды и новые, действительно изменяют свою светимость.

Перигей. Ближайшая к Земле точка орбиты Луны или искусственного спутника.

Перигелий. Ближайшая к Солнцу точка орбиты планеты или иного тела в Солнечной системе.

Период сидерический. Время, которое затрачивает планета на один орбитальный оборот, начиная и заканчивая его на линии, проведенной из центра Солнца в фиксированном направлении относительно небесной сферы.

Период синодический. Время, которое затрачивает планета на один орбитальный оборот, начиная и заканчивая его на линии, проведенной из центра Земли к центру Солнца.

Период–светимость, соотношение. Связь между абсолютной звездной величиной и периодом изменения блеска у переменных звезд-цефеид.

Планетезимальная теория. Неподтвердившаяся теория, согласно которой планеты сконденсировались из струи фрагментов, вырванных из Солнца притяжением пролетавшей мимо звезды.

Показатель цвета. Разность между фотографической и визуальной звездными величинами небесного объекта. Красные звезды с низкой температурой поверхности имеют показатель цвета ок. +1,0m, а бело-голубые, с высокой температурой поверхности, – ок. –0,2m.

Покрытие. Ситуация, когда одно небесное тело закрывает от взгляда наблюдателя другое.

Полуночное солнце. Солнце, наблюдаемое в нижней кульминации над горизонтом в летние месяцы в Арктике и Антарктике.

Полутень. Область частичной тени, окружающая конус полной тени во время затмения. Также более светлая кайма, окружающая темное солнечное пятно.

Полюс. Точка, в которой диаметральная ось вращения пересекает сферу. Ось вращения Земли пересекает земную поверхность в точках северного и южного географических полюсов, а небесную сферу – в точках северного и южного полюсов мира.

Полярная, или часовая ось. Ось вращения в экваториальной монтировке телескопа, направленная на полюс мира, т.е. параллельная оси вращения Земли.

Прецессия. Коническое движение земной оси вокруг полюса эклиптики с периодом 26 тыс. лет, вызванное гравитационным влиянием Луны и Солнца на экваториальное вздутие Земли. Прецессия приводит к смещению точки весеннего равноденствия и изменению координат всех небесных светил.

Противосияние. Очень слабое и неясное свечение на ночном небе в области, противоположной Солнцу. Возникает из-за рассеяния солнечных лучей на частицах космической пыли.

Противостояние. Расположение планеты, когда ее эклиптическая долгота отличается на 180° от долготы Солнца. В противостоянии планета пересекает небесный меридиан в полночь, располагается ближе всего к Земле и имеет максимальный блеск.

Протопланета. Первичный конгломерат вещества, из которого формируется планета.

Протуберанец. Горячее клочковатое облако газа в солнечной короне, которое выглядит оранжевым и ярким при наблюдении солнечного лимба.

Прохождение. Пересечение светилом линии или области на небе. Под прохождением звезды обычно понимают пересечение ею небесного меридиана; прохождение Меркурия или Венеры происходит по диску Солнца, когда планета видна на его фоне как черное пятнышко. Когда диск Луны заслоняет какую-либо планету или иной небесный объект, говорят о прохождении Луны или покрытии Луной.

Прямое восхождение. Координата в экваториальной системе. Угол, измеряемый к востоку вдоль небесного экватора от точки весеннего равноденствия до часового круга, проходящего через полюсы мира и небесное светило.

Птолемея система мира. Разработанная Птолемеем система движения небесных тел, в которой Солнце, Луна и планеты обращаются вокруг неподвижной Земли. На смену ей пришла система мира Коперника.

Равноденствия точка. Одна из двух точек небесной сферы, где эклиптика пересекает небесный экватор. Центр Солнца проходит через точку весеннего равноденствия 20 или 21 марта, а через точку осеннего равноденствия – 22 или 23 сентября. В это время на всей Земле день равен ночи. Через точку весеннего равноденствия проходят нулевые меридианы в эклиптической и экваториальной системах координат.

Радиальная, или лучевая скорость. Составляющая скорости небесного тела, направленная вдоль луча зрения наблюдателя; положительная, если тело удаляется от наблюдателя, и отрицательная – если приближается.

Радиант. Для одиночного метеора – точка, где его след, продолженный назад, пересек бы небесную сферу; для потока параллельных метеоров – точка перспективы, из которой кажутся выходящими метеоры.

Радиозвезда. Локальный участок неба, откуда приходят радиоволны.

Разрешающая сила, или разрешение. Мера того, насколько мелкие детали объекта можно различить с помощью данного инструмента. Если две звезды видны по отдельности на взаимном расстоянии не менее q угловых секунд, то разрешаюшая сила телескопа равна 1/q.

Рефлектор. Телескоп, в котором в качестве объектива используется вогнутое зеркало.

Рефрактор. Телескоп, в котором в качестве объектива используется линза.

Сарос. Интервал времени, по прошествии которого повторяется цикл солнечных и лунных затмений (приблизительно 18 лет и 11,3 сут).

Световой год. Расстояние, которое свет проходит в вакууме за 1 тропический год (9,463Ч1015 м).

Сезоны. Четыре интервала, составляющие год: весна, лето, осень и зима; они начинаются, когда центр Солнца проходит одну из критических точек эклиптики, соответственно, весеннего равноденствия, летнего солнцестояния, осеннего равноденствия и зимнего солнцестояния.

Серебристые облака. Светлые полупрозрачные облака, которые иногда видны на фоне темного неба летней ночью. Их освещает Солнце, неглубоко опустившееся под горизонт. Образуются в верхних слоях атмосферы, вероятно, под влиянием метеоритной пыли.

Сжатие планетное. Мера сплюснутости вращающейся планеты вдоль полярной оси и наличия у нее экваториального вздутия за счет центробежных сил. Численно выражается отношением разности экваториального и полярного диаметров к экваториальному диаметру.

Склонение. Координата в экваториальной системе; угловое расстояние светила к северу (со знаком «+») или к югу (со знаком «–») от небесного экватора.

Скопление. Группа звезд или галактик, составляющая устойчивую систему в результате взаимного гравитационного притяжения.

Собственное движение. Изменение наблюдаемого положения звезды, остающееся после учета ее смещения за счет параллакса, аберрации и прецессии.

Соединение. Максимально близкое расположение на небе двух или нескольких членов Солнечной системы с точки зрения земного наблюдателя. Когда у двух планет одинаковые эклиптические долготы, говорят, что они находятся в соединении. В течение одного синодического периода Меркурий и Венера дважды вступают в соединение с Солнцем: в момент «внутреннего соединения» планета расположена между Землей и Солнцем, а в момент «внешнего соединения» Солнце находится между планетой и Землей.

Солнечная постоянная. Количество лучистой энергии Солнца, поступающей за 1 мин на 1 см2 площади, перпендикулярной к солнечным лучам и находящейся вне земной атмосферы на расстоянии 1 а.е. от Солнца; 1,95 кал/(см2Чмин) = 136 мВт/см2.

Солнечное пятно. Относительно холодная область в фотосфере Солнца, которая выглядит как темное пятно.

Солнцестояния точки. Две точки на эклиптике, где солнце достигает максимального склонения к северу, +23,5° (для Северного полушария – летнее солнцестояние), и максимального склонения к югу, –23,5° (для Северного полушария – зимнее солнцестояние).

Спектр. Последовательность цветов, в которую разлагается луч света с помощью призмы или дифракционной решетки.

Спектральная переменная. Звезда, у которой некоторые линии в спектре регулярно изменяются, вероятно, из-за вращения и наличия крупных пятен в экваториальной зоне.

Спикула. Узкая струя светящегося газа, появляющаяся на несколько минут в хромосфере Солнца.

Спутник. Тело, обращающееся по орбите вокруг более массивного небесного тела.

Среднее солнце. Воображаемая точка, которая равномерно движется с запада на восток по круговой орбите, лежащей в плоскости небесного экватора, совершая полный оборот относительно точки весеннего равноденствия в течение тропического года. Введено как вспомогательное расчетное средство для установления равномерной шкалы времени.

Сумерки. Солнечный свет, рассеянный в верхних слоях земной атмосферы перед рассветом или после заката Солнца. Гражданские сумерки заканчиваются, когда солнце опускается на 6° под горизонт, а когда оно опускается на 18°, заканчиваются астрономические сумерки и наступает ночь. Сумерки существуют на любом небесном теле, имеющем атмосферу.

Сутки. Интервал времени между двумя последовательными верхними кульминациями избранной точки на небесной сфере. Для звездных суток это точка весеннего равноденствия, для солнечных суток – расчетная точка положения среднего солнца.

Суточная параллель. Суточный путь светила на небе; малый круг, параллельный небесному экватору.

Теллурические полосы или линии. Области дефицита энергии в спектрах Солнца, Луны или планет, вызванные поглощением света в атмосфере Земли.

Темное облако. Относительно плотное и холодное облако межзвездного вещества. Содержащиеся в нем микроскопические твердые частицы (пылинки) поглощают свет звезд, лежащих за облаком; поэтому занятая таким облаком часть неба выглядит почти лишенной звезд.

Терминатор. Линия, отделяющая освещенное полушарие Луны или планеты от неосвещенного.

Туманность. Облако межзвездного газа и пыли, видимое благодаря его собственному излучению, отражению или поглощению света звезд. Раньше туманностями называли также звездные скопления или галактики, которые не удавалось разрешить на звезды.

Узлы. Две точки, в которых орбита пересекает базисную плоскость. Этой плоскостью для членов Солнечной системы служит эклиптика; узлы земной орбиты – это точки весеннего и осеннего равноденствия.

Урожайная Луна. Полнолуние в дни, близкие к осеннему равноденствию (22 или 23 сентября), когда Солнце проходит через точку осеннего равноденствия, а Луна – вблизи точки весеннего равноденствия.

Фаза. Любая стадия в периодическом изменении видимой формы освещенного полушария Луны или планеты, например, новолуние, первая четверть, последняя четверть, полнолуние.

Фазовый угол. Угол между лучом света, падающим от Солнца на Луну (или планету), и лучом, отразившимся от нее в сторону наблюдателя.

Факелы. Яркие волокнистые области горячего газа в фотосфере Солнца.

Флоккул, или факельная площадка. Яркая область в хромосфере, окружающая солнечное пятно.

Фотосфера. Непрозрачная светящаяся поверхность Солнца или звезды.

Фраунгофера линии. Темные линии поглощения, наблюдаемые на фоне непрерывного спектра Солнца и звезд.

Хромосфера. Внутренний слой солнечной атмосферы, возвышающийся от 500 до 6000 км над фотосферой.

Цефеиды. Пульсирующие звезды, периодически изменяющие свою яркость. Пример – звездаd Цефея.

Часовой круг, или круг склонения. Большой круг небесной сферы, проходящий через северный и южный полюсы мира. Аналогичен земному меридиану.

Часовой угол. Угловое расстояние, измеренное вдоль небесного экватора от его верхней точки пересечения с небесным меридианом на запад до часового круга, проходящего через выбранную точку на небесной сфере. Часовой угол звезды равен звездному времени минус прямое восхождение этой звезды.

Шаровое скопление. Компактная, почти сферическая группа из сотен тысяч звезд. Шаровые скопления обычно располагаются вне дисков спиральных галактик; в нашей Галактике их известно ок. 150.

Широта галактическая. Угловое расстояние небесного тела к северу или югу от большого круга, представляющего плоскость Млечного Пути.

Широта географическая. Угол между отвесной линией в данной точке Земли и плоскостью экватора, отсчитываемый от 0 до 90° в обе стороны от экватора.

Широта эклиптическая. Координата в эклиптической системе; угловое расстояние светила к северу или югу от плоскости эклиптики.

Экваториальная монтировка. Установка астрономического инструмента, позволяющая ему поворачиваться вокруг двух осей, одна из которых (полярная, или часовая ось) параллельна оси мира, а другая (ось склонений) перпендикулярна первой.

Эклиптика. Видимый путь Солнца на небесной сфере в течение тропического года; большой круг в плоскости земной орбиты.

Элонгация. Угловое положение звезды (кульминирующей между полюсом мира и зенитом), когда ее азимут имеет наибольшее или наименьшее значение. Для планеты – максимальная разность эклиптических долгот планеты и Солнца.

Эфемерида. Таблица вычисленных положений Солнца, Луны, планет, спутников и т.п. для последовательных моментов времени.

ЛИТЕРАТУРА

  • Воронцов-Вельяминов Б.А. Очерки истории астрономии в России. М., 1956
  • Струве О., Зебергс В. Астрономия XX века. М., 1968
  • Мартынов Д.Я. Курс практической астрофизики. М., 1977
  • Бакулин П.И. и др. Курс общей астрономии. М., 1983
  • Мартынов Д.Я. Курс общей астрофизики. М., 1988
  • Еремеева А.И., Цицин Ф.А. История астрономии. М., 1989
  • Ван-дер-Варден Б. Пробуждающаяся наука. II. Рождение астрономии. М., 1991
  • Николов Н., Харалампиев В. Звездочеты древности. М., 1991
  • Птолемей Клавдий. Альмагест. М., 1998

перейти к началу страницы

2i.SU ©® 2015 Яндекс.Метрика Рейтинг@Mail.ruРейтинг@Mail.ru