Астрономы наблюдают

Крупнейшие рефлекторы XX века

Во второй половине прошлого века постепенно приобрели популярность рефлекторы со стеклянными зеркалами. Это объясняется тем, что французский физик Фуко и независимо от него немецкий физик Штейнгейль к тому времени изобрели удачные способы серебрения зеркал. На поверхность отшлифованного стеклянного блока наносился так называемый фильм — тонкая серебряная пленка, полученная воздействием виноградного сахара на соли азотнокислого серебра. Посеребренное зеркало рефлектора отражало свет вдвое лучше, чем старые металлические зеркала, и задача состояла в том, чтобы научиться отливать и достаточно точно полировать крупные стеклянные блоки.

Вплоть до 1914 года поставщиком таких блоков была французская фирма Сен-Гобен. Уже в 1878 году в Париже установили рефлектор со стеклянным зеркалом, посеребренным по методу Фуко. Диаметр этого зеркала (122 см) был таким же, как у крупнейшего из гершелевских телескопов. Десять лет спустя, в 1888 году, в Англии был построен (но почти не работал) 153-сантиметровый «стеклянный» рефлектор, созданный Коммоном. Такого же размера рефлектор работы Ричи в 1908 г. был установлен в Калифорнии на горе Вильсон и в течение 9 лет этот великолепный по качеству 60-дюймовый рефлектор оставался крупнейшим из действующих телескопов.

Решительная победа «стеклянных» рефлекторов над «металлическими» была обусловлена еще и тем, что Фуко изобрел оригинальный метод проверки качества зеркала («метод теней»), сразу резко повысивший качество их изготовления. К тому же, отражая 90–95 % падающего на зеркало света, «стеклянные» рефлекторы при одном и том же диаметре были гораздо светосильнее «металлических». Позже, в 1930 году, изобрели способ алюминировать стеклянные зеркала. Преимущество этого способа заключается в том, что алюминиевые фильмы сохраняются очень долго и, кроме того, они хорошо отражают ультрафиолетовые лучи, на что серебряная пленка неспособна.

В 1917 году на обсерватории Маунт Вилсон установили новый 100-дюймовый рефлектор работы Ричи. На протяжении последующих 33 лет этот телескоп прочно держал первенство и его облик запечатлен на множестве фотографий и рисунков (рис. 23). При диаметре 258 см зеркало 100-дюймового рефлектора весит 5 тонн, а общий вес подвижных частей установки превосходит 100 тонн. И при этом сама установка и «прозрачная» решетчатая труба телескопа не производят впечатление чего-то громоздкого и неуклюжего, похожего на телескопы Гершеля и Росса, Вся современная, в особенности звездная астрономия была в значительной мере создана благодаря наблюдениям на 100-дюймовом рефлекторе. Вторым по величине рефлектором мира на протяжении ряда лет был 205-сантиметровый рефлектор обсерватории Мак-Дональд (Канада), начавший свою работу в 1939 году. До второй мировой войны крупнейшие зарубежные обсерватории создавались за счет пожертвований частных лиц. Мы уже говорили о богачах Лике и Йерксе, чьи имена носят знаменитые американские обсерватории. Канадская обсерватория Мак-Дональд была построена на средства, заимствованные из фонда Рокфеллера. Делец из Лос-Анджелеса некий Гукер оплатил создание 100-дюймового рефлектора Маунт Вилсоновской обсерватории. Лишь после второй мировой войны американское правительство сочло наконец возможным частично оплатить расходы на завершение строительства 200-дюймового рефлектора обсерватории Маунт Паломар (Калифорния). Впрочем, и на этот раз шесть с половиной миллионов долларов выделил фонд Рокфеллера.

Рис. 23. 100-дюймовый рефлектор обсерватории Маунт Вилсон.

Еще в 30-х годах текущего века советские ученые И. В. Гребенщиков и Н. Г. Пономарев предложили применять в исполинских рефлекторах зеркала с ребристой структурой на тыльной стороне. Это существенно уменьшало вес зеркала при полном сохранении его «жесткости». Идея была вполне актуальной, так как вес сплошного зеркала 100-дюймового рефлектора давал себя чувствовать и в утяжелении конструкции телескопа и в очень небольших, но нежелательных изгибах зеркала под действиями собственного веса.

Американские оптики, изготовившие с огромным трудом зеркало 200-дюймового рефлектора, использовали идею советских ученых. Зеркало с тыльной части имеет ребристую структуру. При диаметре 5 м оно имеет фокусное расстояние 16,5 м (относительное отверстие 1:3,3). Зеркала рефлектора для облегчения веса имеют ячеистую структуру и изготовлены из особого сорта стекла — пирекса — с ничтожным коэффициентом теплового расширения. И все-таки несмотря на все ухищрения вес главного зеркала составляет 13 тонн!

Чтобы обеспечить достаточную жесткость такого зеркала, в 5-метровом рефлекторе используется сложная система разгрузочных механизмов, мешающих зеркалу прогибаться.

По конструкции трубы 200-дюймовый рефлектор внешне несколько напоминает своего предшественника — тубус сделан решетчатым, но элементы конструкции здесь, естественно, более массивны и прочны, чем на обсерватории Маунт Вилсон. Труба 200-дюймового телескопа принадлежит к так называемым трубам компенсационного типа[8]. В нерабочем состоянии зеркало телескопа предохраняется специальной крышкой, надежно защищающей его от случайного падения даже весьма тяжелых предметов.

Пятиметровый рефлектор — первый телескоп, в котором кабина наблюдателя укреплена внутри трубы (рис. 24). Она имеет диаметр 1,8 м и, конечно, частично заслоняет зеркало, как бы несколько уменьшая его светосилу, но на качестве изображений это существенно не сказывается. До кабины астроном добирается в специальном лифте, а внутри кабины во время наблюдения он находится в сидячем положении.

Рис. 24. 200-дюймовый рефлектор обсерватории Маунт Паломар.

Уже первые испытания пятиметрового гиганта показали, что ему доступны объекты в четыре раза более слабые, чем те, которые наблюдались на обсерватории Маунт Вилсон. За четверть века работы 5-метровый рефлектор открыл перед человечеством такие звездные дали, от которых до нас лучи света доходят за миллиарды лет!

И зеркала, и линзы

Стремление свести к минимуму всевозможные аберрации рефракторов и рефлекторов привело к созданию комбинированных зеркально-линзовых телескопов. В этих оптических инструментах функции зеркал и линз разделены таким образом, что зеркала формируют изображение, а линзы исправляют аберрации зеркал. Первый телескоп такого типа был создан в 1930 году немецким оптиком Б. Шмидтом.

Рис. 25. Зеркально-линзовые системы Шмидта (слева) и Максутова.

В телескопе Шмидта главное зеркало имеет сферическую отражающую поверхность, а значит, тем самым отпадают трудности, связанные с параболизацией зеркал. Естественно, что сферическое зеркало большого диаметра обладает весьма заметными аберрациями, в первую очередь сферической. Для того чтобы максимально уменьшить эти аберрации, Шмидт поместил в центре кривизны главного зеркала тонкую стеклянную коррекционную линзу (рис. 25, слева). На глаз она кажется обыкновенным плоским стеклом, но на самом деле поверхность ее очень сложна (хотя отклонение от плоскости не превышает нескольких сотых долей миллиметра). Она, эта поверхность, рассчитана так, чтобы исправить сферическую аберрацию, кому и астигматизм главного зеркала. Происходит при этом как бы взаимная компенсация аберраций зеркала и линзы. Хотя в системе Шмидта остаются неисправленными второстепенные аберрации (например, дисторсия), телескопы этого типа заслуженно считаются лучшими инструментами для фотографирования небесных тел. Впрочем, при съемке неба перед фотопластинкой помещают специальную плоско-выпуклую линзу Пиацци-Смита, которая исправляет так называемую кривизну поля — искажения, выражающиеся в искривлении фокальной поверхности.

В отличие от рефлекторов, тубус камеры Шмидта наглухо закрыт коррекционной пластинкой и это исключает возникновение токов воздуха в трубе, которые портят изображение. Одно из главных достоинств телескопов Шмидта — огромное поле зрения и светосила. У большинства таких инструментов диаметр поля зрения доходит до 25°, а в некоторых случаях и того больше. Относительное отверстие в камерах Шмидта может быть доведено до 1:0,5!

Кстати сказать, для обеспечения большого поля зрения сферическое зеркало в системе Шмидта имеет больший диаметр, чем коррекционная линза. В некоторых вариантах телескопов Шмидта используется система Кассегрена, однако второе зеркало при этом сильно экранирует свет, идущий от небесных тел. Поэтому телескопы системы Шмидта работают главным образом как астрографы, то есть аппараты для фотографирования небесных объектов.

Самый крупный телескоп системы Шмидта с диаметром зеркала 122 см с 1956 года действует на обсерватории Маунт Паломар. Его поле зрения составляет 36 кв. градусов и с помощью этого фотоинструмента недавно выполнили грандиозную работу — составлен фотографический атлас всего наблюдаемого в Калифорнии звездного неба. При выдержке в 10 минут на фотопластинках фиксировались звезды до 20-й звездной величины. В Паломарском Атласе неба запечатлены сотни миллионов звезд и десятки миллионов галактик. Исследуя этот колоссальный по объему эмпирический материал, известный советский астроном профессор Б. А. Воронцов-Вельяминов открыл множество новых, неизвестных ранее типов галактик и явные следы взаимодействия между ними. Некоторые из галактик оказались соединенными длинными (многие тысячи световых лет!) перемычками, состоящими из звезд. Камера Шмидта представила человечеству совершенно неожиданный, удивительный облик Большой Вселенной.

Есть недостатки и у телескопов системы Шмидта. Так как коррекционная линза укреплена на двойном фокусном расстоянии от зеркала, тубус шмидтовских камер получается сравнительно длинным (у паломарской камеры — 5 метров). Главная же беда в другом — из-за сложной формы коррекционной пластинки изготовление ее сопряжено с огромными трудностями. Поэтому создание крупных камер Шмидта — редкое событие в астрономической технике.

В 1941 году известный советский оптик член-корреспондент Академии наук СССР Д. Д. Максутов изобрел новый тип зеркально-линзового телескопа, свободного от главного недостатка камер Шмидта. В системе Максутова (рис. 25, справа), как и в системе Шмидта главное зеркало имеет сферическую вогнутую поверхность. Однако вместо сложной коррекционной линзы Максутов использовал сферический мениск — слабую рассеивающую выпукло-вогнутую линзу, сферическая аберрация которой полностью компенсирует сферическую аберрацию главного зеркала. А так как мениск слабо изогнут и мало отличается от плоскопараллельной пластинки, хроматическую аберрацию он практически не создает.

Заметьте, в системе Максутова все поверхности зеркала и мениска сферические, что сильно облегчает их изготовление. Центральная часть мениска посеребрена и используется как второе отражательное зеркало в системе Кассегрена. Из-за этого максутовские телескопы получаются сравнительно короткими, компактными, удобными в обращении. В инструментах такого типа можно использовать и ньютоновскую систему и систему Грегори.

В 1950 году менисковый телескоп с диаметром входного отверстия 0,5 м был установлен на Алма-Атинской обсерватории и с его помощью изучена тонкая структура волокнистых газовых туманностей. Пять лет спустя менисковый телескоп диаметром 0,7 м начал работать в Грузии на Абастуманской обсерватории. Этот телескоп может работать по двум системам — ньютоновской и кассегреновской, причем переход от одной системы к другой осуществляется сменой дополнительных зеркал. Кстати сказать, такая «многосистемность» применяется в большинстве современных крупных рефлекторов. Абастуманский рефлектор системы Максутова до сих пор остается крупнейшим в мире инструментом этого типа.

Упорная борьба с аберрациями привела в конце концов к созданию очень сложных зеркально-линзовых систем. Так, например, в камерах «Супершмидт», созданных Ф. Уипплом, кроме главного сферического зеркала используются два мениска, обращенных вогнутостями друг к другу и ахроматизирующая коррекционная линза между ними. В систему, разработанную Г. Г. Слюсаревым, входят сферическое зеркало, кассегреновское зеркало и ахроматическая линза, которые дают параллельный пучок в отверстие главного зеркала. Имеется в ней и дополнительная система линз с призмой прямого зрения. Крупнейший 13-дюймовый телескоп этой сложной системы работает в Пулковской обсерватории. Можно быть уверенным, что совершенствование зеркально-линзовых систем на этом не прекратится.

Заметим в заключение, что в последнее время большую популярность приобрели зеркальные телескопы системы Ричи — Кретьена. По существу, эта система представляет собой улучшенный вариант кассегреновской. Главное зеркало — вогнутое гиперболическое, вспомогательное зеркало также гиперболическое выпуклое. Окулярная часть укрепляется в центральном отверстии главного зеркала.

В системе Ричи-Кретьена исправлена сферическая и некоторые другие аберрации. Она удобна в конструктивном отношении, так как при большом фокусном расстоянии труба телескопа получается короткой. С помощью системы Ричи-Кретьена удобно получать крупномасштабные снимки небесных объектов, причем поле зрения у этой системы порядка четырех градусов.

Телескопы системы Ричи-Кретьена поперечником 4 м в последние годы установлены в США, Чили, ФРГ, Канаде, Австралии и других странах. В современной астрономической практике они считаются одними из лучших.

Механика телескопов

Как бы ни был совершенен телескоп сам по себе, без штатива или установки работать с ним невозможно. Даже подзорную трубу стараются на что-нибудь опереть — дрожание рук сильно мешает наблюдениям.

Первые телескопы имели азимутальные штативы, которые позволяли поворачиваться трубе телескопа вокруг двух взаимно перпендикулярных осей — горизонтальной и вертикальной. Такими азимутальными установками пользовались и Гевелий, и Гершель и даже Росс, причем, как, вероятно, помнит читатель, подвижность по азимуту россовского левиафана была весьма ограниченной. Простота азимутальной установки, к сожалению, сочетается и с ее главным недостатком: так как у небесных светил, обладающих кажущимся суточным движением, непрерывно меняются и азимут и высота над горизонтом, телескоп на азимутальной установке все время приходится поворачивать вокруг двух ее осей, что для больших инструментов до последнего времени считалось очень неудобным.

Если вертикальную ось азимутальной установки сделать параллельной земной оси, то есть, иначе говоря, направить ее на Полярную звезду (или, точнее, на полюс мира), азимутальная установка превращается в параллактическую (рис. 26). В этом случае во время наблюдений приходится вращать инструмент лишь вокруг одной «полярной» оси — все небесные светила ведь движутся на небе параллельно небесному экватору. Это главное и очень важное преимущество параллактической или экваториальной установки сделало ее очень популярной — даже самые небольшие телескопы ныне снабжены параллактическим штативом.

Есть несколько разновидностей параллактических установок. В монтировке немецкого типа (рис. 26, а) на разных концах «оси склонений», перпендикулярной к полярной оси, уравновешены труба телескопа и противовес. Кстати сказать, все мало-мальски крупные телескопы снабжены искателем или гидом — небольшим рефрактором, укрепленным параллельно главной трубе. Гид играет роль прицела — при небольшом увеличении и значительном поле зрения в него при начале наблюдений легче «поймать» светило.

Рис. 26. Типы установок (штативов) телескопов: немецкий (а), английский (б), американский (в).

В немецкой монтировке полярная ось закреплена на двух подшипниках, а наклон ее к плоскости горизонта в точности равен широте места. Как на полярной оси, так и на оси склонений, закреплены специальные градуированные круги, по которым можно отсчитывать координаты наблюдаемого светила — его склонение и часовой угол. Все крупнейшие рефракторы мира, начиная с 40-дюймового Йеркского, имеют немецкую монтировку.

В монтировке английского типа (рис. 26, б) полярная ось телескопа опирается концами на две колонны, что придает ей дополнительную устойчивость. Иногда полярную ось заменяют четырехугольной рамой, внутри которой оказывается и телескоп. В этом варианте противовес не нужен, что облегчает конструкцию. Именно такой установкой обладает 100-дюймовый рефлектор обсерватории Маунт Вилсон.

Если в английской установке убрать северную, более высокую колонну и соответствующий подшипник, получаем «вилочную» американскую монтировку (рис. 26,в). С ней можно наблюдать области неба, близкие к Полярной звезде, чего английская «рамочная» монтировка не позволяет. На модернизированной монтировке английского типа укреплен 200-дюймовый рефлектор обсерватории Маунт Паломар.

В современных крупных телескопах часто пользуются так называемой системой куде (от французского слова «coude», что означает «коленчатый»). В этом случае полярная ось телескопа делается полой и в нее с помощью дополнительного зеркала внутри телескопа отражаются лучи, идущие от объектива (линзы или зеркала). Окулярная же часть, укрепленная на нижнем конце полярной оси, при наблюдениях остается неподвижной.

Еще Роберт Гук, знаменитый современник Ньютона, предложил использовать в установках телескопов часовой механизм, который вел бы трубу телескопа вслед за движущимся светилом. Эта идея нашла себе самое широкое применение — ныне лишь небольшие, переносные телескопы не имеют часовых механизмов.

Поначалу часовые механизмы были пружинными или гиревыми, требующими частого завода. Позже, в XX веке начали применять электромоторы со сложной системой регуляторов хода, Точность и плавность движения современных телескопов Должны быть очень высокими.

Заметим, что монтировки крупных телескопов имеют столь внушительные размеры, что астроному приходится при наблюдениях пользоваться лестницами, специальными лифтами и даже подъемным полом.

Пока телескопы были небольшими, для них не устраивали особых помещений — наблюдения велись в окна или с балконов. Так, например, наблюдали первые петербургские астрономы. Специальные астрономические обсерватории (Парижская и Гринвичская), возникшие в XVII веке, как и обсерватория Тихо Браге, внешне напоминали скорее загородные замки, чем научные учреждения. Гигантские рефлекторы Гершеля и Росса фактически находились под открытым небом.

Лишь во второй половине прошлого века появились обсерватории современного типа — круглые здания с вращающимся куполом. В этом куполе имеется люк, прикрытый специальными створками, которые раздвигают во время наблюдений. Этот самый распространенный тип обсерваторий сегодня является почти повсеместным. Лишь для небольших телескопов иногда устраивают павильоны иного типа (например, с отодвигающейся крышей).

Разумеется, вся механическая часть сооружений должна быть надежной — различные моторы и иные устройства обеспечивают плавное, почти бесшумное движение купола и его створок.

Шестиметровый гигант

В ходе Великой Отечественной войны советская астрономия понесла тяжелые утраты. Была разрушена до основания Пулковская обсерватория, частично или полностью выведены из строя обсерватории Украины и Крыма. К счастью, удалось спасти объектив знаменитого пулковского рефрактора, изготовленный Альваном Кларком. Однако до сих пор новый рефрактор для этого объектива не построен и восстановленная после войны Пулковская обсерватория обходится пока меньшими по размеру оптическими инструментами.

В 1961 году закончился монтаж 102-дюймового рефлектора новой Крымской астрофизической обсерватории. Зеркало этого крупнейшего в ту пору в Европе телескопа имеет диаметр 2,6 м. Замечательно, что этот телескоп весьма высокого качества был полностью изготовлен Ленинградским оптико-механическим объединением под руководством Баграта Константиновича Иоаннисиани, ныне лауреата Ленинской премии, доктора технических наук. В царской России вообще не было собственной оптико-механической промышленности. Крымский 102-дюймовый рефлектор, в ту пору второй в мире по размерам, был первым исполинским рефлектором, созданным в нашей стране. С его помощью исследуются вспыхивающие звезды, межзвездная среда, галактики и другие объекты звездного мира.

Еще в 1960 году, учитывая быстрый прогресс зарубежной телескопической техники, было принято решение о строительстве Специальной астрофизической обсерватории, главный рефлектор которой имел бы зеркало диаметром 6 м (236 дюймов!). Главным конструктором этого огромного инструмента был назначен Б. К. Иоаннисиани.

Одновременно с проектированием крупнейшего в мире телескопа начались поиски подходящего места для новой обсерватории. В этом месте, далеком от крупных городов, которые загрязняют и засвечивают атмосферу, должен быть соблюден оптимальный атмосферный режим — прозрачность воздуха, частая ясная погода, спокойствие атмосферы. После 16 экспедиций в Крым, Памир, на Дальний Восток и в другие районы наконец было найдено место, вполне отвечающее поставленной задаче. Им оказалась гора Пастухова высотой 2100 метров, в Карачаево-Черкесской автономной области, недалеко от станицы Зеленчукской и в 20 км от Архыза.

Прежде всего здесь была сооружена башня высотой 53 м (то есть с 20-этажный дом!) и диаметром 44 м. При выборе ее формы и материала учитывались скорость и сила ветра, перепады температуры. Когда створки люка вращающегося купола этой башни раздвигаются, открывается прорезь шириной 11 м. Вес створок люка равен 30 тоннам, а общий вес алюминиевого купола, издалека кажущегося серебряным (рис. 27), достигает 1000 тонн! Так как во избежание вредных конвекционных течений воздуха температура внутри купола не должна отличаться от внешней температуры, внутри купола действует особое холодильное устройство, перед наблюдением понижающее температуру воздуха внутри башни. Только когда внешняя и внутренняя температуры сравняются, створки люка купола автоматически раскрываются.

Рис. 27. Башня 6-метрового телескопа Специальной астрофизической обсерватории АН СССР.,

Для изготовления зеркала пришлось разработать совершенно новую технологию, позволяющую получить стекло очень высокого качества. Первый наладочный отлив получили спустя четыре года после начала работы. Затем изготовили еще несколько отливок, на которых выявлялись оптимальные режимы разогрева и отжига. Наконец окончательная 70-тонная заготовка, отлитая при температуре 1600 градусов, прошла постепенное остывание за 2 года и 4 месяца. Казалось, можно было бы значительно ускорить этот процесс. Однако в этом случае получилось бы не оптическое стекло, а стеклянная глыба с множеством микротрещин. Заметим, что изготовленная заготовка для зеркала была самым крупным стеклянным изделием за всю историю стеклопроизводства.

После этого пришлось снять 28-тонный «припуск» и на это ушло 15 000 карат алмаза. Любопытно, что зал, где велась обработка зеркала, был отделен от остального помещения тройным кольцом стен — требовались постоянство температуры и незапыленность помещения. Люди в белых халатах, работавшие в этом зале, походили на медиков, занятых сложной операцией. Летом 1974 года полировальная машина была остановлена. Поверхность 42-тонного зеркала приняла нужную параболоидную форму с точностью до одной десятой микрона. Специально созданная по новой схеме вакуумная установка нанесла на поверхность зеркала тончайший слой алюминия. Крупнейшему в мире зеркалу предстояло теперь совершить длительное и сложное путешествие из Ленинграда на Кавказ.

В мае — июне 1974 года состоялась генеральная репетиция. На 120-тонном трайлере поместили макет 6-метрового зеркала и со всеми предосторожностями перевезли его от ворот Ленинградского завода на далекий Кавказ. В процессе подготовки к настоящему «действу» были усилены мосты, укреплено дорожное покрытие, обеспечена полная, стопроцентная безопасность движения по всей трассе.

И вот, наконец, путешествие состоялось. В четыре часа ночи под конвоем ГАИ, состоящем из 17 «Волг» и «Москвичей», двинулось в путь «Око» планеты. Сначала по асфальту зеркало было доставлено в Южный порт Москвы, затем по воде в Ростов-на-Дону, а оттуда снова по шоссе к месту назначения. Во избежание неожиданных осложнений скорость движения по шоссе не превышала 8 км/_час, а на отдельных участках она снижалась до 3 км/_час.. Подъем на гору Пастухова занял 6 часов, причем на некоторых крутых поворотах автопоезд длиной 50 м напоминал исполинскую свернувшуюся змею.

Наконец гигантский инструмент был полностью смонтирован (рис. 28). Когда-то Галилей легко переносил свои первые телескопы одной рукой. Общий вес 6-метрового рефлектора вместе с установкой достигает 950 тонн, причем почти 300 тонн приходится на зеркало и решетчатую стальную трубу телескопа. Вся сложная конструкция телескопа включает в себя 25 тысяч наименований отдельных деталей. Когда стоишь рядом с крупнейшим телескопом мира, высота которого достигает 42 м, глаз с трудом охватывает разом весь инструмент. Словом, все параметры этого телескопа поистине «астрономические»!

До сих пор у всех крупных телескопов установки были параллактическими. Шестиметровый гигант и в этом отношении уникален — его установка азимутальная (отсюда и официальное обозначение инструмента «БТА», что означает Большой Телескоп Азимутальный). Создатели БТА отошли от привычных традиций. Так, например, чтобы уменьшить нагрузки в осях и подшипниках инструмента, в БТА употребляются специальные подшипники жидкостного трения — труба телескопа как бы плавает на тончайшей масляной пленке, толщина которой близка к 0,1 мм.

Разумеется, при азимутальной установке приходится непрерывно перемещать телескоп и по высоте и по азимуту. Для этого создана специальная система БТА, включающая в себя электронно-вычислительные устройства, которые по прямому восхождению, склонению светила и моменту времени вычисляют его азимут и высоту. Наведение телескопа на заданный участок неба осуществляется с пультов управления, а погрешности наведения «подправляют» фотоэлектрические гиды.

Главный из них представляет собой рефлектор с диаметром зеркала 0,7 метра — сам по себе весьма крупный телескоп. Изображение, создаваемое гидом с помощью телевизионной системы, передается на пульт оператора и при этом фотоэлектрическая система гида автоматически выдает соответствующие сигналы в систему управления БТА. Как это ни поразительно, слежение за звездой получается необыкновенно точным — ошибка не превышает нескольких долей угловой секунды.

Фокусное расстояние главного зеркала БТА равно 24 м (относительное отверстие 1:4). Внутри телескопа на высоте 15-этажного дома укреплена цилиндрическая кабина наблюдателя. Некоторые сравнивают ее с бочкой «впередсмотрящих» на парусных кораблях. И на самом деле, астрономы Специальной астрофизической обсерватории с полным основанием могут считать себя впередсмотрящими астрономической науки.

Рис. 28. Крупнейший в мире 6-метровый рефлектор.

Возможности нового инструмента огромны. Уже опыт первых наблюдений показал, что БТА доступны объекты 24-й звездной величины, то есть в миллионы раз более слабые, чем те, которые наблюдал Галилей в свои телескопы. Кроме главного телескопа, Специальная астрофизическая обсерватория располагает множеством вспомогательных инструментов, предназначенных, в частности, для подробного изучения таких экзотических объектов, как квазары или ставшие в последние годы популярными «черные дыры» — тела или системы тел с совершенно непривычными с земной точки зрения свойствами. Есть основания полагать, что в БТА удастся наблюдать объекты, удаленные от нас на 10 миллиардов световых лет!

Руководит крупнейшей обсерваторией мира доктор физико-математических наук Иван Михеевич Копылов, опытный советский астрофизик. Коллектив обсерватории молодежный — средний возраст ее сотрудников 27–28 лет. И это вполне естественно — кому, как не молодежи прокладывать новые пути в науке?

В итоге «чемпионата» телескопов, растянувшегося почти на три столетия, первенство завоевано нашей Родиной. Новая «астрономическая столица мира», станет крупным научным центром международного значения — она будет предоставлена для исследований не только советским, но и зарубежным ученым. Вряд ли можно сомневаться, что уже в ближайшие годы шестиметровый гигант принесет астрономам множество поразительных открытий.

НА СОВРЕМЕННЫХ ОБСЕРВАТОРИЯХ

«Открылась бездна

Звезд полна,

Звездам числа нет,

Бездне — дна!»

М. В. Ломоносов

Потомки квадрантов

Уже в XVII веке, вскоре после изобретения телескопа, измерительные инструменты стали снабжать зрительными трубами. Выгода от этого новшества была очевидна: так как телескоп увеличивает угол зрения, значит, при сравнительно небольших размерах инструмента возможно получить точности измерения углов куда большую; чем со старинными, даже гигантскими угломерными инструментами.

В современных угломерных инструментах зрительная труба или телескоп играет роль визира. Эта труба снабжена крестом паутинных нитей, укрепленных в ее фокальной плоскости. Прямая, соединяющая центр объектива с точкой пересечения креста нитей, называется визирной линией. И, конечно, всякий угломерный инструмент непременно имеет точно разделенные металлические круги, насаженные на ось инструмента. По ним и отсчитываются измеряемые углы. Есть несколько типов измерительных инструментов, этих потомков древних квадрантов и астролябий, которые можно встретить на большинстве современных обсерваторий.

На рис. 29 изображен так называемый универсальный инструмент — просто универсал. Труба универсала может поворачиваться как вокруг горизонтальной, так и вокруг вертикальной оси. На этих осях видны крупные, напоминающие колеса, градуированные круги — лимбы. На лимбы направлены небольшие трубки — микроскопы со слабым увеличением, позволяющие четче рассматривать деления на лимбах. На раме универсала укреплены уровни. По ним поворотом опорных регулировочных винтов устанавливают универсал строго в горизонтальной плоскости.

Универсальный инструмент невелик и принадлежит к типу переносных угломерных инструментов. Диаметры лимбов обычно заключены в пределах от 10 до 30 см, а длина трубы универсала не превышает пол метра.

Рис. 29. Универсальный инструмент.

С помощью универсала измеряют с точностью до секунд горизонтальные координаты светила — его азимут и зенитное расстояние или высоту. Зная же момент наблюдения, нетрудно по формулам сферической астрономии вычислить и экваториальные координаты светила, то есть его склонение и прямое восхождение.

Всем хорошо знакомый теодолит — разновидность универсала. Правда, при геодезических измерениях точность обычно требуется меньшая, чем в астрономии, и потому теодолиты в размерах уступают универсалам.

Для максимально точных измерений экваториальных координат звезд используют меридианный круг (рис. 30 слева). Как и квадрант, меридианный круг позволяет измерять углы лишь в плоскости небесного меридиана. Его единственная ось направлена точно с востока на запад и ее концы лежат на так называемых лагерах — подставках, укрепленных на неподвижных прочных столбах.

Рис. 30. Меридианный круг (слева) и пассажный инструмент.

Главная часть меридианного круга — огромный лимб, с помощью которого отсчеты высоты (или зенитного расстояния) звезды можно делать с точностью до одной десятой секунды дуги! Если измерено зенитное расстояние z светила в момент его кульминации (то есть в плоскости небесного меридиана), то склонение светила δ находят по простой формуле:

δ= φ—z,

где φ — широта места наблюдения.

Сложнее найти прямое восхождение звезды. Для этого нужно как можно точнее отметить момент прохождения этой звезды через вертикальную нить инструмента, то есть через небесный меридиан. Легко доказать, что в этом случае прямое восхождение звезды равно так называемому звездному времени в момент ее кульминации. Это звездное время можно вычислить по тому моменту времени, которое отсчитывают обычные часы. Но нужды в этом нет — у астрономов, работающих на меридианном инструменте, есть специальные хронометры, показывающие именно звездное время.

В 1939 году советский астроном Н. Н. Павлов впервые ввел в практику фотоэлектрический метод регистрации прохождения звезд через небесный меридиан. В приборе, созданном Н. Н. Павловым, лучи кульминирующей звезды падают на фотоэлемент, и электрические сигналы от него фиксируются на ленте хронографа. Точность измерения при этом получается намного большей, чем при наблюдениях невооруженным глазом.

Внешне похож на меридианный круг так называемый пассажный инструмент (рис. 30 справа). Его труба также имеет лишь одну ось, направленную с востока на запад. Однако назначение пассажного инструмента иное. С его помощью астрономы фиксируют кульминации звезд, прямое восхождение и склонение которых известно. Тогда звездное время в момент кульминации звезды будет равно ее прямому восхождению. Иначе говоря, пассажный инструмент предназначен для точного измерения времени (сначала звездного, по которому нетрудно рассчитать «обычное», то есть среднее солнечное время). Вот почему у пассажного инструмента нет большого, очень точно градуированного лимба. Вместо него имеется небольшой градуированный круг, который нужен для приближенной установки трубы пассажного инструмента на нужную угловую высоту.

Наряду со стационарными крупными пассажными инструментами есть небольшие переносные. Ось такого инструмента делается полой и в нее с помощью призмы отражаются лучи от звезды. На одном из концов оси укреплен окуляр, в который и ведут наблюдения. Штурманы кораблей и самолетов работают с небольшими оптическими секстантами, которые свободно можно держать в руках. Древние астролябии заменены сложными призменными астролябиями с искусственным ртутным горизонтом. Они используются как переносные инструменты для точного измерения времени и широты места. Как и так называемый зенит-телескоп, предназначенный для измерений зенитных расстояний звезд вблизи зенита, призменная астролябия, по существу, представляет собой своеобразную разновидность универсала.

До изобретения телескопа астрономия, в сущности, была астрометрией, то есть наукой, измеряющей угловые расстояния на небе. Ныне астрометрия — лишь один из разделов астрономии. Служба точного времени — одна из главнейших задач современной астрометрии. Другая, не менее ответственная задача, — составление звездных каталогов. В лучших старинных каталогах зарегистрированы более или менее точно положения нескольких сотен звезд. Современные звездные каталоги включают сведения о сотнях тысяч звезд! Одна из главных проблем современной астрометрии — поиски опорных объектов, образующих в пространстве практически неподвижную основу, по отношению к которой можно было бы отсчитывать координаты звезд. Вполне возможно, что такой опорной системой станет совокупность квазаров — далеких, во многом пока загадочных источников радиодиоизлучения, которые из-за своей удаленности практически неподвижны на небосводе.

Как и древние астрономы, современные астрометристы непрерывно стараются уточнить значения фундаментальных постоянных, в первую очередь постоянной прецессии, впервые вычисленной еще Гиппархом. Все то небесное, чем занимаются астрометристы, имеет самое прямое отношение к Земле. Именно из астрометрических измерений можно узнать точную форму нашей Земли, характер движения Луны и планет и многое другое, без чего не могла бы существовать геодезия, картография и многие «земные» науки. Без астрометрии не было бы и космонавтики, так как именно по астрометрическим данным рассчитываются траектории космических летательных аппаратов.

Воздав должное астрометрии, мы обратимся теперь к инструментам, благодаря которым существует и развивается астрофизика — интереснейший из разделов астрономии.

Фотография в астрономии

Как известно, фотография была изобретена французами Ньепсом и Дагерром в сороковых годах прошлого века. Этому предшествовал эксперимент Ньепса, еще в 1822 году впервые получившего при помощи объектива изображение предмета на асфальтовом растворе. Однако «закрепить» это необычное изображение ему не удалось. Лишь в 1835 году Дагерр открыл существование скрытого изображения в слое йодистого серебра, которое он проявлял парами ртути. Первые его снимки, или, как их называли, дагерротипы требовали экспозиции в минуты и даже десятки минут. Однако это не помешало еще в 1841 году получить первый дагерротип Луны. На нем хорошо различались главные формы лунного рельефа.

Четыре года спустя на Гарвардской обсерватории Бонд начал систематически фотографировать Солнце, Луну и звезды. Позже этот успешный опыт распространили и на другие небесные тела. Уже в 1874 году был опубликован первый подробный фотоатлас Луны.

В конце прошлого века в практику астрофотографии вошли броможелатинные пластинки высокой чувствительности, а в 1891 году Липман изобрел цветную фотографию. Хотя первые киносъемочные аппараты братьев Люмьер появились еще в 1895 году, киносъемки в астрономии стали регулярными лишь в последние два-три десятилетия.