«Практические беседы астронома»

9-е число было облачным, но 10-го он снова увидел свои маленькие звезды, число которых теперь сократилось до двух. Он догадался, что третья находится за диском планеты. Положение двух видимых было совершенно иным, чем при любом из предыдущих наблюдений. 11-го числа он убедился, что то, что он видит, — это действительно серия спутников, сопровождающих Юпитер в его путешествии через пространство и в то же время вращающихся вокруг него. 12-го числа, в 3 часа утра, он фактически увидел, как один из маленьких объектов вышел из-за планеты; а 13-го числа он наконец увидел четыре спутника. Двести восемьдесят два года было суждено пройти, прежде чем человеческий глаз увидел пятый. Это был Барнард в 1892 году, который последовал за Галилеем.

Чтобы понять влияние этого открытия на Галилея, требуется человек, который сам наблюдал за звездами, не как дилетант, ищущий отдыха или развлечения, а с тем глубоким благоговением, которое приходит только к тому, кто чувствует — нет, знает, — что в только что прошедший момент наблюдения он тоже внес свою лепту в великий фонд человеческих знаний. Мумифицированный указательный палец Галилея до сих пор указывает на звезды со своего маленького деревянного пьедестала в музее во Флоренции, как знак всем людям, что он не забыт. Но Галилей знал в тот 11 января 1610 года, что память о нем никогда не померкнет; что сама музыка сфер с тех пор будет настроена на более верную ноту, если кто-нибудь захочет прислушаться к юпитерианской гармонии. Ибо он сразу понял, что видимое обращение этих лун вокруг Юпитера, в то время как сама планета была видна путешествующей через пространство, должно нанести смертельный удар старой птолемеевской системе Вселенной. Здесь была большая планета, центр системы спутников, и все же не центр Вселенной. Значит, конечно, и Земля могла быть просто планетой, подобной Юпитеру, а не предполагаемым неподвижным центром всего сущего.

Открытие спутников было опубликовано в 1610 году в небольшой книге под названием «Sidereus Nuncius», обычно переводимой как «Звездный вестник». Нам, однако, кажется, что слово «вестник» недостаточно сильно; безусловно, в папской Италии nuncius был чем-то большим, чем просто вестник. Он был облечен самой высшей властью, и мы считаем вероятным, что выбор Галилеем этого слова в названии своей книги означает, что он претендовал на подобную власть в науке. Во всяком случае, книга сразу создала ему громкую репутацию и многочисленных врагов.

Но только в 1616 году Священная канцелярия (Инквизиция) издала указ, предписывающий Галилею отказаться от мнения, что Земля движется, и в то же время поместила «De Revolutionibus» Коперника и две другие книги, пропагандирующие это учение, в «Index Librorum Prohibitorum», или список книг, запрещенных Церковью. Эти тома оставались в последующих изданиях «Индекса» до 1821 года, но они больше не появляются в издании, действующем сегодня.

Самая характерная работа Галилея озаглавлена «Диалог о двух главнейших системах мира». Она была опубликована только в 1632 году, хотя идея книги возникла много лет назад. В ней он дал полную волю своим необычайным способностям как истинного юмориста, тонкого мастера полемики и подлинного человека науки, ценящего голую истину превыше всего остального. Как можно себе представить, было непросто получить согласие властей на эту публикацию. Уже было известно, что Галилей придерживается еретических мнений, и подозревали, что он не оставил их, когда ему было приказано сделать это указом 1616 года. Но, возможно, введение Галилея к «Диалогу» обеспечило imprimatur цензора; есть даже подозрение, что римские власти помогали в подготовке этого введения. К счастью, у нас есть восхитительный современный перевод на английский язык, сделанный Томасом Солсбери, напечатанный в Лондоне Лейборном в 1661 году. Мы уже цитировали этот перевод и теперь добавляем из той же работы часть мастерского предисловия Галилея к «Диалогу»:

«Рассудительный читатель, несколько лет назад в Риме был опубликован спасительный Эдикт, который для предотвращения опасных соблазнов нынешнего века наложил разумное молчание на пифагорейское (коперниканское) мнение о подвижности Земли. Не перевелись такие, кто опрометчиво утверждает, что Декрет был не результатом трезвого рассмотрения, а порождением дурно сформированной страсти; и можно услышать, как некоторые ворчат, что консультанты, совершенно невежественные в астрономических наблюдениях, не должны подрезать крылья спекулятивным умам опрометчивыми запретами».

Галилей сначала излагает свои собственные взгляды, а затем притворяется, что будет им противостоять. Он продолжает говорить, что верит в неподвижность Земли, и принимает «противоположное лишь за математический Capriccio», как он его называет; нечто такое, что следует рассмотреть, поскольку оно представляет академический интерес, но ни в коем случае не имеет реального существования. Конечно, любой (даже цензор) должен быть в состоянии увидеть, что именно Capriccio, а не его противоположность, Галилей на самом деле отстаивает. В «Диалоге» появляются три персонажа: Сальвиати, который верит в систему Коперника; Симпличио, с многозначительным именем, который думает, что Земля не может двигаться; и, наконец, Сагредо, нейтральный джентльмен с юмористическими наклонностями, который обычно начинает с противостояния Сальвиати, но заканчивает тем, что убеждается. Затем он помогает наказать бедного Симпличио, который является одним из тех людей, по-видимому, неспособных понять разумный аргумент. Вот интересный образец «Диалога», взятый из перевода Солсбери: Сальвиати ссылается на аргумент, тогда хорошо известный, что Земля не может вращаться вокруг своей оси, «из-за невозможности двигаться долго без усталости». Сагредо отвечает: «Есть некоторые виды животных, которые освежают себя после усталости, катаясь по земле; и поэтому нет нужды бояться, что Земной шар устанет, более того, можно с полным основанием утверждать, что он наслаждается вечным и самым спокойным покоем, сохраняя себя в вечном вращении». Комментарий Сальвиати к этой остроте: «Вы слишком язвительны и сатиричны, Сагредо».

Нет сомнений, что «Диалог» покончил с теорией Птолемея и сделал теорию Коперника единственно возможной. Во всяком случае, это вызвало хорошо известную атаку на Галилея со стороны властей Священной канцелярии. Мы не будем пересказывать часто повторяемую историю его отречения. Он был осужден (совершенно справедливо) за то, что был коперниканцем, и был вынужден отречься от этого учения. Жизнь Галилея можно подытожить как одну из тех, благодаря которым мир стал богаче. Остро режущий аналитический ум, никогда не становящийся тупым: закаленный снова и снова в яростном пламени споров, он охлаждался лишь для того, чтобы приобрести более тонкую закалку, чтобы с фатальной точностью пронзать малейшие несовершенства в броне своих противников.

ПЛАНЕТА 1898 ГОДА

Открытие новой и важной планеты обычно вызывает больше немедленного внимания и аплодисментов публики, чем любое другое астрономическое событие. Философы любят называть нашу солнечную систему лишь атомом среди бесчисленных вселенных, которые, кажется, подвешены в глубоких недрах пространства. Они имеют обыкновение указывать на то, что эта солнечная система, малая и незначительная в целом по сравнению со многими звездными мирами, тем не менее состоит из большого числа составляющих ее планет; а те, в свою очередь, часто сопровождаются еще меньшими спутниками, или лунами. Так Природа создает миры внутри миров, и неудивительно, что внимание общественности сразу же привлекается любым новым членом собственного особого семейства планет нашего Солнца. Древние были знакомы только с пятью телами, которые сейчас считаются планетами, а именно: Меркурием, Венерой, Марсом, Юпитером и Сатурном. Даты их открытия затеряны в древности. К ним в 1781 году блестящим усилием старшего Гершеля был добавлен Уран. Нам говорят, что за объявлением о первом наблюдении Гершеля последовало огромное общественное волнение: он был посвящен в рыцари и удостоен других почестей английским королем, что позволило ему заложить прочный фундамент для будущей выдающейся астрономической репутации своей семьи.

Открытие Гершеля ускорило беспокойную деятельность астрономов. Предпринимались настойчивые попытки просеивать небеса все более тщательно, с укрепляющейся надеждой на дальнейшее пополнение наших планетарных знаний. Была сформирована ассоциация из двадцати четырех восторженных немецких астрономов с единственной целью охоты за планетами. Но выпала доля итальянцу Пиацци из Палермо найти первое из той серии малых тел, которые сейчас известны как астероиды или малые планеты. Он совершил это открытие в самом начале нашего века, 1 января 1801 года.

Но новости в те дни путешествовали медленно, и только к апрелю немецкие наблюдатели услышали о Пиацци. Тем временем сам он из-за болезни не смог продолжать свои наблюдения. К сожалению, планета к этому времени подошла так близко к Солнцу из-за своих собственных движений и движений Земли, что ее больше нельзя было наблюдать. Яркий свет Солнца сделал наблюдения нового тела невозможными; и возникло опасение, что из-за отсутствия знаний об орбите планеты астрономы не смогут ее отследить. Так что, действительно, казалось, существует опасность почти невосполнимой потери для науки. Но в научных, как и в других человеческих чрезвычайных ситуациях, кто-то всегда появляется в нужный момент. Очень молодой математик из Геттингена по имени Гаусс взялся за эту проблему и смог разработать метод предсказания будущего пути планеты на небе, используя лишь несколько наблюдений, сделанных самим Пиацци. До того времени никто не пытался вычислить орбиту планеты, если не имел в своем распоряжении серии наблюдений, охватывающих весь период обращения планеты вокруг Солнца. Но планета Пиацци предложила новую проблему в астрономии. Стало крайне необходимо получить орбиту из нескольких наблюдений, сделанных почти в одну и ту же дату. Работа Гаусса была триумфальной, ибо планета была действительно найдена в предсказанном им положении, как только изменение относительных мест планеты и Земли позволило провести подходящие наблюдения.

Но в конце концов, планета Пиацци принадлежит к классу довольно малых тел и отнюдь не так интересна, как открытие Гершеля, Уран. И все же даже это должно быть отнесено ко второму рангу среди планетарных открытий. 23 сентября 1846 года телескоп Берлинской обсерватории был направлен на определенную точку неба по очень особой причине. Галле, астроном из Берлина, получил письмо от Леверье из Парижа, в котором тот сообщал ему, что если он посмотрит в определенном направлении, то обнаружит новую и большую планету.

Информация Леверье основывалась на математическом расчете. Сидя в своем кабинете, не имея инструментов, кроме пера и бумаги, он медленно вычислил историю мира, еще не виденного. В наблюдаемых движениях планеты Гершеля, Урана, существовали крошечные расхождения. Никто не объяснил их причину. Для острого понимания Леверье они медленно оформились в возможные эффекты притяжения, исходящего от какой-то неизвестной планеты, внешней по отношению к Урану. Можно ли было представить, что эти легкие дрожащие несовершенства в движении планеты могут быть объяснены таким образом? Леверье смог уверенно сказать: «Да». Но мы можем быть уверены, что Галле питал мало надежд на то, что именно на его глаз первым из мириадов глаз людей упадет луч света новой планеты. Осторожный и методичный, он не упустит ни одного шанса продвинуть свою любимую науку. Он будет смотреть.

Только тот, кто сам часто видел, как утренний восход солнца кладет конец ночному наблюдению за звездами, может надеяться оценить, какими должны были быть чувства Галле, когда он увидел планету. Его тренированному глазу она была сразу узнаваема. И тогда добрая весть была отправлена в Париж. Мы можем представить Леверье, хладнокровного вычислителя, говорящего самому себе: «Конечно, он ее нашел. Это была математическая уверенность». Тем не менее, его удовлетворение должно было быть самым острым. Никакие триумфы не приносят удовольствия выше, чем триумфы интеллекта. Пусть никто не воображает, что люди, которые проводят исследования в области чистой науки, недополучают оплату. Они находят свою награду в удовольствии, которое выше любой цены.

Планета Леверье оказалась последней из так называемых больших планет, насколько мы можем судить в нынешнем состоянии науки. Она получила название Нептун. Наблюдатели не нашли ни одного другого члена солнечной системы, сравнимого по размеру с такими телами, как Уран и Нептун. Не один пылкий математик пытался повторить достижение Леверье, но предполагаемая планета не была найдена. Говорят, что цифры никогда не лгут; однако это верно только тогда, когда вычисления сделаны правильно. Люди склонны придавать работе небрежных или некомпетентных математиков ту же степень доверия, которая на самом деле причитается только мастерам своего дела. Требуется проверка временем, чтобы поставить на работе любого человека клеймо истинного гения.

Итак, хотя мы не нашли больше больших планет, была обнаружена целая группа спутников маленькой планеты Пиацци. Все они малы, вероятно, никогда не превышая около 400 миль в диаметре. Все они движутся вокруг Солнца по орбитам, которые лежат полностью внутри орбиты Юпитера и снаружи орбиты Марса. Внедрение астрономической фотографии дало огромный толчок открытию этих малых планет, как их называют. Весьма интересно изучить фотографический процесс, с помощью которого такие открытия становятся возможными и даже легкими. Это будет нетрудно понять, если мы вспомним, что все планеты постоянно меняют свои места среди других звезд. Ибо планеты движутся вокруг Солнца на сравнительно небольшом расстоянии. Подавляющее большинство звезд, напротив, отделены от Солнца почти неизмеримым пространством. В результате они совсем не кажутся движущимися среди себя, и поэтому мы называем их неподвижными звездами: они, конечно, могут находиться в движении, но их огромное расстояние не позволяет нам обнаружить его за короткий промежуток времени.

Теперь звездные фотографии делаются почти так же, как обычные портреты. Только вместо использования простой камеры астроном экспонирует свою фотопластинку на окулярном конце телескопа. Чувствительная поверхность пластинки заменяет человеческий глаз. Затем мы находим на снимке маленькую точку, соответствующую каждой звезде в сфотографированной области неба. Но, как всем известно, вращение Земли вокруг своей оси заставляет все небо, включая Солнце, Луну и звезды, восходить и заходить каждый день. Поэтому звезды, когда мы их фотографируем, обязательно либо поднимаются в восточной части неба, либо медленно опускаются в западной. И это делает астрономическую фотографию очень отличной от обычной портретной съемки.

Звезды соответствуют модели, но они не сидят смирно. По этой причине необходимо соединить телескоп с механическим устройством, которое заставляет его поворачиваться, как часовая стрелка обычных часов. Устройство отрегулировано так, что телескоп, однажды наведенный на нужный объект в небе, будет двигаться так, чтобы оставаться направленным точно так же в течение всего времени фотографической экспозиции. Таким образом, пока свет любой звезды воздействует на пластинку, такое действие будет непрерывным в одной точке. Следовательно, готовый снимок покажет звезду как маленькую точку; в то время как без этого устройства звезда растянулась бы в линию, а не в точку. Теперь мы видели, что все планеты медленно движутся среди неподвижных звезд. Поэтому, если мы сделаем фотографию звезд в той части неба, где случайно находится планета, планета оставит короткую линию на пластинке; тогда как если бы планета оставалась совершенно неподвижной относительно звезд, она дала бы точку, подобную звездным точкам. Наличие линии, следовательно, сразу указывает на планету.

Этот метод охоты за планетами оказался очень полезным. Было найдено более 400 малых планет, подобных планете Пиацци, хотя ни одной другой, подобной Урану и Нептуну. Как мы уже сказали, все эти маленькие тела лежат между Марсом и Юпитером. Они явно принадлежат к группе или семейству, и многие астрономы пришли к убеждению, что они являются лишь фрагментами бывшей большой планеты.

В августе 1898 года, однако, Виттом из Берлина была найдена одна, которая, вероятно, займет очень видное место в анналах астрономии. Ибо эта планета заходит далеко внутрь орбиты Марса, и это время от времени будет приближать ее очень близко к Земле. Фактически, когда движения новой планеты и Земли объединяются, чтобы привести их в положения наибольшего сближения, новая планета приблизится к нам ближе, чем любое другое небесное тело, кроме нашей собственной Луны. Витт назвал свою новую планету Эрос. Ее размер, хотя и мал, может оказаться достаточным, чтобы сделать ее доступной для наблюдения невооруженным глазом во время наибольшего сближения с Землей.

Для астрономов огромное значение этой новой планеты объясняется следующим обстоятельством: по определенным причинам, слишком техническим, чтобы излагать их здесь подробно, расстояние от Земли до любой планеты может быть определено с той степенью точности, которая является наибольшей для планет, находящихся близко к нам. Таким образом, со временем мы узнаем расстояние до Эроса точнее, чем знаем любое другое небесное расстояние. Из этого, путем процесса вычисления, можно определить солнечное расстояние от Земли. Но расстояние от Земли до Солнца является фундаментальной астрономической единицей измерения; так что открытие Витта, благодаря своему влиянию на единицу измерения, несомненно, повлияет на каждую часть науки астрономии. Здесь мы еще раз имеем поразительный пример награды, которая обязательно настигнет прилежного работника в науке — целое поколение людей, несомненно, уйдет, прежде чем мы исчерпаем научные преимущества, которые можно извлечь из замечательного наблюдения Витта 1898 года.

КАК СДЕЛАТЬ СОЛНЕЧНЫЕ ЧАСЫ [A]

Задолго до того, как были изобретены часы, люди начали измерять время с помощью солнечных часов. В наши дни, когда почти у каждого в кармане есть часы, а в каждой комнате дома на каминной полке может стоять еще одни, солнечные часы перестали быть нужны в повседневной жизни. Но они все еще так же интересны, как и всегда, любому, кто хотел бы иметь средство узнавать время непосредственно от Солнца, великой часовой стрелки или хранителя времени неба. Любой человек, который умеет обращаться с инструментами, может довольно легко сделать солнечные часы, следуя приведенным ниже указаниям.

Прежде всего, вы должны знать, что солнечные часы показывают время с помощью тени от Солнца. Если вы воткнете трость в песок в яркий солнечный день, у трости будет длинная тень, которая выглядит как темная линия на земле. Теперь, если вы будете внимательно наблюдать за этой тенью, вы увидите, что она не остается на одном месте весь день. Медленно, но верно, по мере того как Солнце поднимается в небе, тень ползет вокруг трости. Вы можете довольно легко увидеть, что если бы трость была закреплена в дощатом полу и если бы мы могли отметить на полу места, где тень находилась в разные часы дня, мы могли бы заставить тень показывать нам время, как часовая стрелка часов. Солнечные часы — это как раз такое устройство, и я покажу вам, как точно отметить места тени, чтобы без труда узнавать правильное время всякий раз, когда светит Солнце.

Если бы вы очень внимательно наблюдали за таким устройством, как трость, стоящая в дощатом полу, вы бы не обнаружили ползущую тень в одном и том же месте в одно и то же время каждый день. Если бы вы отметили место тени ровно в десять часов по своим часам в какое-то утро, а затем вернулись в другой день в десять, вы бы не нашли тень на старой отметке. Она не ушла бы далеко от нее за день или два, но через месяц или около того она была бы на довольно большом расстоянии. Теперь, конечно, солнечные часы были бы бесполезны, если бы они не показывали время правильно каждый день; и, на самом деле, нелегко сделать часы, когда тень отбрасывается палкой, стоящей прямо. Но мы можем очень хорошо преодолеть эту трудность, позволив тени отбрасываться палкой, которая наклонена к полу ровно настолько, насколько нужно, как я объясню через минуту. Конечно, нам не следует использовать пол для наших солнечных часов. Гораздо лучше разметить часовые линии, как их называют, на гладкой доске из обычной белой древесины, а затем, после того как часы будут закончены, их можно прикрутить к полу или перилам веранды, или их можно закрепить на подоконнике. Их следует поместить в такое место, где Солнце может доставать до них большую часть времени, потому что, конечно, вы не можете использовать солнечные часы, когда Солнце не светит на них. Если часы установлены на подоконнике (например, городского дома), вы должны выбрать южное окно, если можете, чтобы получать Солнце почти весь день. Если вам приходится брать восточное окно, вы можете использовать часы только утром, а в западном окне — только во второй половине дня. Иногда лучше не пытаться прикреплять часы к опоре винтами, а просто отметить их место, а затем выставлять их всякий раз, когда вы хотите ими воспользоваться. Ибо если часы сделаны из дерева и не покрашены, они могут быть повреждены дождем или снегом в плохую погоду, если их оставить на подоконнике или веранде.

Fig. 1.

Не совсем легко прикрепить маленькую палочку к доске так, чтобы она наклонялась именно так, как нужно. Поэтому лучше не использовать палку или трость так, как я описал, а вместо этого использовать кусок доски, вырезанный точно по нужной форме.

Рис. 1 показывает, как должны выглядеть солнечные часы. Линии, показывающие место тени в разные часы дня, будут отмечены на доске ABCD, и она будет положена плашмя на подоконник или пол веранды. Треугольный кусок доски abc прикрепляется к нижней доске ABCD винтами, проходящими через ABCD снизу. Край ab треугольной доски abc затем занимает место наклонной палки или трости, и время отмечается тенью, отбрасываемой краем ab. Конечно, важно, чтобы этот край был прямым и совершенно плоским и ровным. Если вы умеете обращаться с инструментами, вы можете сделать это довольно легко, но если нет, вы можете очень тщательно отметить нужную форму на куске бумаги и отнести ее плотнику, который сможет вырезать доску по шаблону, который вы отметили на бумаге.

Fig. 2.

Теперь я должен рассказать вам, как нарисовать форму треугольной доски abc. Рис. 2 показывает, как это делается. Сторона ac всегда должна быть ровно пять дюймов длиной. Сторона bc проводится под прямым углом к ac, что вы можете сделать с помощью обычного плотницкого угольника. Длина bc зависит от места, для которого сделаны часы. Следующая таблица дает длину bc для различных мест в Соединенных Штатах, и после того, как вы отметили длину bc, остается только завершить треугольный кусок, нарисовав сторону ab от a до b.

Таблица, показывающая длину стороны bc.

Place.b cPlace.b c Inches.Inches.

Albany411-16New York43-8 Baltimore41-16Omaha43-8 Boston41-2Philadelphia43-16 Buffalo411-16Pittsburg43-8 Charleston31-4Portland, Me413-16 Chicago41-2Richmond315-16 Cincinnati41-16Rochester411-16 Cleveland41-2San Diego31-4 Denver43-16San Francisco315-16 Detroit41-2Savannah31-8 Indianapolis41-16St. Louis315-16 Kansas City315-16St. Paul5 Louisville315-16Seattle59-16 Milwaukee311-16Washington, D. C.41-16 New Orleans27-8

Если вы хотите сделать часы для места, не указанного в таблице, будет достаточно близко использовать расстояние bc, как оно дано для места, ближайшего к вам. Но при выборе ближайшего места из таблицы, пожалуйста, не забудьте взять тот из упомянутых городов, который ближе всего к вам в направлении север-юг. Не имеет значения, как далеко находится место в направлении восток-запад. Поэтому вместо того, чтобы брать место, которое ближе всего к вам на карте по прямой линии, возьмите место, в которое вы могли бы доехать, двигаясь преимущественно на восток или запад и очень мало на север или юг. Нарисованная фигура имеет примерно правильную форму для Нью-Йорка. Доска, используемая для треугольного куска, должна быть толщиной около половины дюйма. Но если вы делаете часы для подоконника, вы можете предпочесть сделать их меньше, чем я описал. Вы можете легко сделать их вдвое меньше, делая все размеры и линии в полудюймах там, где таблица требует дюймов.

После того как вы отметили размеры для треугольного куска, который должен отбрасывать тень, вы можете подготовить сами часы с линиями, которые отмечают место тени для каждого часа дня. Это вы можете сделать способом, показанным на рис. 3. Так же, как и в случае с треугольным куском, вы можете нарисовать часы карандашом прямо на гладкой доске из белой древесины толщиной около трех четвертей дюйма, или вы можете отметить их на бумажном шаблоне и перенести впоследствии на доску. Возможно, будет так же хорошо начать с рисования на бумаге, так как любые ошибки можно будет исправить до того, как вы начнете размечать дерево.

Fig. 3.

Прежде всего, вы должны нарисовать пару линий MN и M′N′, длиной восемь дюймов и как раз на таком расстоянии друг от друга, чтобы соответствовать краю вашего треугольного теневого куска. Вы помните, я говорил вам сделать его толщиной в полдюйма, поэтому ваши две линии также будут находиться на расстоянии полдюйма друг от друга. Теперь нарисуйте две линии NO и N′O′ под прямым углом к MN и M′N′ и сделайте расстояния NO и N′O′ ровно по пять дюймов каждое. Линии OK, O′K′ и другие линии, образующие внешнюю границу часов, затем рисуются точно так, как показано, причем OK и O′K′ имеют длину ровно восемь дюймов, такую же, как MN и M′N′. Нижние линии на рисунке, которые не очень важны, нужны для завершения квадратов. Вы должны отметить линии NO и N′O′ цифрами VI, так как это линии, достигаемые тенью в шесть часов утра и вечера. Точки, где VII, VIII и другие часовые линии пересекают линии OK, O′K′, MK и M′K′, можно найти по таблице на странице 78.

При использовании таблицы вы заметите, что линия IX падает иногда на одну сторону угла K, а иногда на другую. Так, для Олбани линия проходит в семи и семи шестнадцатых дюйма от O, в то время как для Чарльстона она проходит в четырех и трех восьмых дюйма от M. Для Балтимора она проходит точно через угол K.

Таблица, показывающая, как отмечать часовые линии.

Place.Distance from O to the line marked Distance from M to the line marked

VII.VIII.IX. IX.X.XI.

Inches.Inches.Inches. Inches.Inches.Inches. Albany1 15-164 3-167 7-16 3 1-161 7-16 Baltimore2 1-84 11-168 2 7-81 7-16 Boston24 5-167 7-16 3 1-161 7-16 Buffalo1 15-164 3-167 7-16 3 1-161 7-16 Charleston2 7-165 3-8 4 3-82 1-21 1-8 Chicago24 5-167 7-16 3 1-161 7-16 Cincinnati2 1-84 11-168 2 7-81 7-16 Cleveland24 5-167 7-16 —3 1-161 7-16 Denver2 1-84 1-27 11-16 2 7-81 7-16 Detroit24 5-167 7-16 3 1-161 7-16 Indianapolis2 1-84 11-168 2 7-81 7-16 Kansas City2 1-44 11-168 2 7-81 5-16 Louisville2 1-44 11-168 2 7-81 5-16 Milwaukee1 15-164 3-167 7-16 3 1-161 7-16 New Orleans2 11-165 3-4 4 1-162 5-161 1-8 New York24 5-167 11-16 3 1-161 7-16 Omaha24 5-167 11-16 3 1-161 7-16 Philadelphia2 1-84 1-27 11-16 2 7-81 7-16 Pittsburg24 5-167 11-16 3 1-161 7-16 Portland, Me1 15-164 3-167 1-8 3 3-161 1-2 Richmond2 1-44 11-168 2 7-81 5-16 Rochester1 15-164 3-167 7-16 3 1-161 7-16 San Diego2 7-165 3-8 4 3-82 1-21 1-8 San Francisco2 1-44 11-168 2 7-81 5-16 Savannah2 9-165 9-16 4 1-42 1-21 1-8 St. Louis2 1-44 11-168 2 7-81 5-16 St. Paul1 15-164 1-167 1-8 3 3-161 1-2 Seattle1 13-163 15-166 5-8 3 3-81 1-2 Washington, D. C.2 1-84 11-168 2 7-81 7-16

Расстояние для линии, отмеченной V от O′, точно такое же, как расстояние от O до VII. Аналогично, IV соответствует VIII, III — IX, II — X, а I — XI. Число XII отмечено в MM′, как показано. Если вы хотите добавить линии (не показанные на рис. 3 во избежание путаницы) для часов раньше шести утра, достаточно просто отложить расстояние на линии KO, ниже точки O, равное расстоянию от O до VII. Это даст точку, где линия тени 5 часов утра, проведенная от N, пересекает линию KO. Соответствующая линия для 7 часов вечера может быть проведена от N′ на другой стороне фигуры.

После того как вы очень тщательно разметили часы, вы должны прикрепить к ним треугольный теневой кусок таким образом, чтобы весь инструмент выглядел как на рис. 1. Край ac (рис. 2) идет на NM (рис. 3). Точка a (рис. 2) должна приходиться точно на N (рис. 3); и так как линии NM (рис. 3) и N′M′ (рис. 3) были сделаны на точно нужном расстоянии друг от друга, чтобы соответствовать толщине треугольного куска abc (рис. 2), все соберется как раз правильно. Точка c (рис. 2) не совсем дойдет до M (рис. 3), но будет находиться на линии NM (рис. 3) на расстоянии трех дюймов от M. Два куска дерева будут скреплены вместе тремя винтами, проходящими через нижнюю доску ABCD (рис. 1 и 3) и в край ac (рис. 2) треугольного куска. Весь инструмент тогда будет выглядеть примерно как на рис. 1.

После того как вы собрали свои солнечные часы, вам нужно только поставить их на солнце в ровном месте, на веранде или подоконнике, и поворачивать их до тех пор, пока они не будут показывать правильное время по тени. Вы можете получить свое местное время по часам достаточно точно для установки часов. Как только часы установлены правильно, вы можете прикрутить их или отметить их положение, и они будут продолжать показывать правильное солнечное время каждый день в году.

Если вы хотите настроить часы очень точно, вы должны выйти в какой-нибудь погожий день и отметить ошибку часов по наручным часам около десяти утра, в полдень и снова около двух часов дня. Если ошибка каждый раз одинакова, часы установлены правильно. Если нет, вы должны попытаться, слегка поворачивая часы, добиться такого положения, чтобы ваши три ошибки были почти одинаковыми. Когда вы добьетесь их максимального сходства, часы будут достаточно близки к правильным. Солнечное или часовое время может, однако, несколько отличаться от обычного времени по часам, но разница никогда не будет настолько большой, чтобы иметь значение, если мы помним, что солнечные часы — это всего лишь грубые хранители времени, полезные главным образом для развлечения.

СНОСКА:

[A] Эта глава специально предназначена для мальчиков и девочек и других людей, которые любят мастерить вещи с помощью плотницких инструментов.

ФОТОГРАФИЯ В АСТРОНОМИИ

Новые магистрали науки время от времени отмечались памятными знаками благодаря мастерским усилиям гениев, работающих в одиночку; но чаще именно медленно движущееся время созревает для открытий и в нужный момент открывает какой-то новый путь людям, чья интеллектуальная сила — лишь готовность учиться. Поэтому анналы астрономической фотографии не пересказывают достижения необычайного гения. Было бы действительно странно, если бы открытие фотографии не сопровождалось ее применением в астрономии.

Весь спектр химической науки не содержит эксперимента, представляющего больший внутренний интерес, чем проявление фотопластинки. Пусть на ее странно чувствительную поверхность упадет хотя бы самый маленький луч света, и происходит какое-то тонкое невидимое изменение. Тогда достаточно просто погрузить пластинку в правильно приготовленную химическую ванну, и начинается постепенный процесс проявления изображения. Медленно, очень медленно, бесцветная поверхность темнеет везде, где ее коснулся свет. Давайте представим, что экспозиция была сделана с помощью обычного объектива и камеры и что это пейзаж, который, кажется, растет на глазах у экспериментатора. Сначала появляются только самые заметные объекты. Но постепенно процесс расширяется, пока, наконец, каждая крошечная деталь не воспроизводится с поразительной верностью оригиналу. Фотопластинка, проявленная таким образом, называется «негативом». Ибо в Природе светящиеся точки, или источники света, яркие, в то время как проявляющийся негатив становится темным везде, где действовал свет. Таким образом, негатив, будучи верным Природе, воспроизводит все в обратном виде; яркие вещи темные, а тени кажутся светлыми. Для обычных целей, следовательно, негатив должен быть заменен новой фотографией, сделанной путем повторного фотографического копирования. Таким образом, он снова переворачивается, давая нам изображение, правильно соответствующее фактам, как они видны. Такая копия с негатива — это то, что обычно называют фотографией; технически она известна как «позитив».

Одна из примечательных особенностей чувствительной пластинки — ее полное безразличие к расстоянию, с которого исходит свет. Она готова послушно поддаться лучу какой-то далекой звезды, который мог пропутешествовать, так сказать, от самой точки исчезновения пространства, или яркому свечению электрического света на столе фотографа. Это качество делает ее использование особенно выгодным в астрономии, поскольку мы можем получить знания о далеких звездах только путем изучения света, который они посылают нам. В таком изучении фотопластинка обладает высшим преимуществом перед человеческим глазом. Если условия погоды и атмосферы благоприятны, наблюдатель, смотрящий в обычный телескоп, увидит почти столько же при первом взгляде, сколько он увидит когда-либо. Внимательное и продолжительное изучение позволит ему зафиксировать детали в своей памяти и записать их с помощью рисунков и диаграмм. Случайные моменты особенно спокойных атмосферных условий позволят ему мельком увидеть слабые объекты, редко видимые. Но в целом телескопические астрономы мало добавляют к своему урожаю при продолжении возделывания на том же поле звезд. Фотография — другое дело. Эффект света на чувствительную поверхность пластинки строго кумулятивен. Если данная звезда может привести к определенному результату, когда ей позволили воздействовать на пластинку в течение одной минуты, то за две или три минуты она достигнет гораздо большего. Возможно, минутная экспозиция дала бы отметку, едва заметную на проявленном негативе. В этом случае три или четыре минуты дали бы нам идеально четкое черное изображение звезды.

Star-Field in Constellation Monoceros.

Photographed by Barnard, February 1, 1894.

Exposure, three hours.

Таким образом, увеличивая время экспозиции, мы можем добиться того, чтобы более тусклые звезды запечатлелись на пластинке. Если их свет не способен произвести желаемый эффект за минуты, мы можем позволить его воздействию накапливаться часами. Благодаря этому становится возможным и легким фотографировать объекты настолько тусклые, что их никогда не видели даже с помощью наших самых мощных телескопов. Это достижение занимает высокое место среди тех, что заставляют астрономию так сильно воздействовать на воображение. Ученые не склонны к фантазиям, да им и не следует быть таковыми. Но первая фотография с длительной выдержкой, должно быть, была захватывающим зрелищем. После того как пластинку приносили из обсерватории, химическое проявление, разумеется, проводилось в темной комнате, чтобы никакой дополнительный свет не мог повредить ее до завершения процесса. Вынося ее затем на свет, тот первый экспериментатор не мог не испытать трепет триумфа, ибо в его руке было истинное изображение тусклых звезд, невидимых глазу, поднятых в поле зрения словно по волшебству.

Пластинки экспонировались таким образом до двадцати пяти часов, и способ выполнения этой работы весьма интересен. Конечно, невозможно вести работу непрерывно в течение столь длительного периода, поскольку начало рассвета наверняка испортило бы фотографию. На самом деле астроном должен остановиться еще до того, как самая слабая полоска зари начнет окрашивать восточное небо. Более того, создание астрономических негативов требует чрезвычайно пристального внимания, и невозможно уделять его непрерывно более чем несколько часов. Но экспозицию одной пластинки можно без труда растянуть на несколько ночей. Необходимо лишь закрыть кассету светонепроницаемой крышкой, когда работа первой ночи закончена. Чтобы начать дальнейшую экспозицию той же пластинки в другую ночь, мы просто наводим фотографический телескоп на ту же самую точку неба, что и прежде. После того как светонепроницаемая кассета снова открыта, экспозиция может продолжаться так, словно не было никакого перерыва.

Астрономы изобрели весьма остроумное устройство, позволяющее убедиться, что наведение телескопа можно с большой точностью вернуть в ту же самую точку. Это очень важный момент, так как малейшее смещение пластинки перед второй или последующими частями экспозиции разрушило бы все. Вместо одного полноценного снимка мы получили бы два частичных, смешанных в неразрешимой путанице.

Чтобы предотвратить это, фотографические телескопы делают двойными, чем-то напоминающими театральный бинокль. Одна из труб предназначена непосредственно для фотографирования, в то время как другая оснащена линзами, подходящими для обычного визуального телескопа. Обе трубы расположены параллельно. Таким образом, астроном, глядя в визуальный телескоп, может наблюдать за объектами на небе даже в то время, когда они фотографируются. Визуальная половина инструмента снабжена парой очень тонких перекрестий нитей, которые можно перемещать по желанию в поле зрения. Перед началом работы в первую ночь их можно навести так, чтобы они точно делили пополам какую-нибудь маленькую звезду. Впоследствии, оставив все настройки инструмента неизменными, астроном всегда может убедиться в возвращении к точно той же точке неба, отрегулировав инструмент так, чтобы та же самая маленькая звезда снова оказалась разделенной пополам.

Однако не следует полагать, что весь инструмент остается неподвижным даже в течение всей ночи экспозиции. Ведь в этом случае кажущееся движение звезд по мере их восхода или захода быстро вывело бы их из поля зрения телескопа. Следовательно, это движение должно компенсироваться смещением телескопа, чтобы следовать за звездами. Это можно выполнить точно и автоматически с помощью часового механизма. Подобные приспособления уже применялись в прошлом для визуальных телескопов, поскольку даже тогда они облегчали работу наблюдателя. Они избавляют его от необходимости поворачивать инструмент каждые несколько минут и позволяют сосредоточить все внимание на самом процессе наблюдения.

Для фотографических целей телескоп должен «следовать» за звездами гораздо точнее, чем при старом способе наблюдения глазом. Также невозможно создать часы, которые будут приводить инструмент в движение удовлетворительно и совершенно автоматически. Но с помощью второго, визуального телескопа астрономы всегда могут определить, правильно ли работают часы в любой данный момент. Достаточно лишь взглянуть на маленькую звезду, разделенную перекрестием нитей, и если в слежении часового механизма была малейшая неточность, звезда больше не будет точно пересекаться нитями.

Астроном может немедленно исправить любую ошибку, приведя в действие очень остроумное механическое устройство, которое иногда называют «мышиным управлением». Ему достаточно нажать электрическую кнопку, и сигнал передается в часовой механизм. Мгновенно происходит переключение механизма. Одно из штатных ведущих колес временно заменяется другим, имеющим дополнительный зубец. Это заставляет часы идти немного быстрее, пока проходит электрический ток. Аналогичным образом, с помощью другой кнопки, часы можно временно заставить идти медленнее. Таким образом, непрерывно наблюдая за перекрестием нитей и манипулируя двумя электрическими кнопками, астроном-фотограф может заставить свой телескоп точно следовать за объектом наблюдения и быть уверенным в получении идеального негатива.

Эти пластинки с длительной выдержкой предназначены специально для того, что можно назвать описательной астрономией. С их помощью, как мы видели, используется преимущество кумулятивного воздействия света на светочувствительную пластинку, а светособирающая и проницающая способность телескопа значительно возрастают. Мы получаем возможность проводить наши исследования далеко за пределами старой видимой Вселенной. Чрезвычайно тусклые объекты могут быть зафиксированы, вплоть до мельчайших деталей, с точностью, неизвестной старым визуальным методам. Но в настоящее время мы намерены рассматривать главным образом применение фотографии в астрометрии, а не в описательной ветви нашего предмета. Вместо описания снимков, сделанных просто для того, чтобы увидеть, как выглядят определенные объекты на небе, мы рассмотрим негативы, предназначенные для точных измерений, со всем тем, что подразумевает слово «точность» в небесной науке.

Переходя сначала к фотографированию звезд, мы должны начать с упоминания работ Резерфорда в Нью-Йорке. Более тридцати лет назад он настолько усовершенствовал методы звездной фотографии, что смог получить отличные снимки звезд вплоть до девятой величины. В те времена современный процесс сухопластиночной фотографии еще не был изобретен. Сегодня пластинки, экспонируемые в фотографическом телескопе, представляют собой стекло, покрытое совершенно сухим слоем сенсибилизированного желатина. Но в старом процессе мокрых пластинок светочувствительный слой сначала смачивался химическим раствором, и этому раствору нельзя было давать высохнуть во время экспозиции. Следовательно, Резерфорд был ограничен выдержками длиной в несколько минут, в то время как сегодня, как мы уже говорили, их продолжительность можно продлевать по желанию.

Если добавить к этому тот факт, что старые пластинки были гораздо менее чувствительны к свету, чем доступные сейчас, легко понять, какие трудности стояли на пути фотографирования тусклых звезд во времена Резерфорда. К тому же он не обладал современным остроумным устройством комбинированного визуального и фотографического инструмента. У него не было электрического аппарата управления. На самом деле молодое поколение астрономов не может составить адекватного представления о терпении и личном мастерстве, которыми должен был обладать Резерфорд. Ведь он действительно создавал негативы, которые лишь немногим уступают лучшим из тех, что можно сделать сегодня. Его единственным ограничением было то, что он не мог получить изображения звезд намного слабее девятой величины.

Чтобы понять, что именно здесь подразумевается под девятой величиной, необходимо мысленно вернуться во времена Гиппарха, отца звездной астрономии. (См. стр. 39.) Он принял удобный план деления всех звезд, видимых невооруженным глазом (конечно, у него не было телескопа), на шесть классов в соответствии с их яркостью. Самые тусклые видимые звезды были отнесены к шестому классу, а все остальные были несколько произвольно распределены по более ярким классам.

Современные астрономы разработали более научную систему, которая была приведена в соответствие с системой Гиппарха, так же как она дошла до нас сквозь века. Мы приняли определенную произвольную степень светимости в качестве стандартной «первой величины»; по сравнению с солнечным светом это можно грубо представить дробью, числитель которой равен 1, а знаменатель — около восьмидесяти тысяч миллионов. Стандартная звезда второй величины — это та, чей свет по сравнению со звездой первой величины может быть представлен приблизительно дробью 2/5. Третья величина, в свою очередь, может быть сравнена со второй той же дробью 2/5; и так классификация распространяется на величины ниже тех, что видны невооруженным глазом. Каждая величина соотносится с той, что выше нее, как свет двух свечей соотносится со светом пяти.

Резерфорд не остановился на простых фотографиях. Он очень ясно осознавал очевидную истину: делая снимок неба, мы просто меняем место наших операций. На фотографии мы можем измерить то, что могли бы изучать непосредственно на небе; но пока они остаются неизмеренными, небесные снимки имеют лишь потенциальную ценность. Запертой внутри них может лежать какая-то тайна нашей Вселенной. Но она не откроется сама, если ее не искать. Терпеливые усилия должны предшествовать открытию в фотографии, как и везде в науке. Королевской дороги нет. Резерфорд разработал сложную измерительную машину, в которой его фотографии можно было изучать под микроскопом с самой тщательной точностью. С помощью этой машины он измерил большое количество своих снимков; и совсем недавно было показано, что результаты, полученные с их помощью, сопоставимы по точности с результатами, полученными наиболее признанными методами прямого визуального наблюдения.

А фотографии гораздо удобнее в обращении. Удобное дневное наблюдение под микроскопом в комфортабельной астрономической лаборатории заменяет все неудобства ночного бдения под звездами. Работа по измерению может продолжаться в любую погоду, тогда как раньше она была строго ограничена идеально ясными ночами. Наконец, негативы образуют постоянную запись, к которой мы всегда можем вернуться, чтобы исправить ошибки или перепроверить сомнительные моменты.

Звездные работы Резерфорда продолжались примерно до 1877 года и включали, в частности, определения параллакса и фотографирование звездных скоплений. Каждая из этих тем привлекает пристальное внимание поздних исследователей и поэтому заслуживает здесь краткого упоминания. Звездный параллакс в некотором смысле — лишь другое название звездного расстояния. Его измерение было одной из важных проблем астрономии на протяжении веков, с тех пор как люди осознали, что коперниканская теория нашей Вселенной требует определения звездных расстояний для своего полного доказательства.

Если Земля вращается вокруг Солнца раз в год по могучему пути или орбите, должны существовать изменения ее положения в пространстве, сопоставимые по размеру с самой орбитой. И звезды должны изменять свои кажущиеся места на небе в соответствии с этими изменениями положения земного наблюдателя. Это явление аналогично тому, что происходит, когда мы смотрим из комнаты сначала в одно окно, а затем в другое. Любой объект на противоположной стороне улицы будет виден в измененном направлении из-за того, что наблюдатель переместился от одного окна к другому. Если объект казался направленным строго на север при наблюдении из первого окна, то из другого он, возможно, покажется немного восточнее севера. Но это изменение направления будет сравнительно небольшим, если наблюдаемый объект находится очень далеко по сравнению с расстоянием между двумя окнами.

Это происходит и со звездами. Земная орбита, какой бы огромной она ни была, сжимается почти до абсолютной ничтожности по сравнению с глубокими расстояниями, отделяющими нас даже от ближайших неподвижных звезд. Следовательно, смещение их положений также очень мало — настолько мало, что находится на крайнем пределе, отделяющем то, что поддается измерению, от того, что находится за пределами человеческого познания.

Фотография наиболее легко поддается изучению этого вопроса. Предположим, что некоторая звезда подозревается в «наличии параллакса». Другими словами, у нас есть основания полагать, что она достаточно близка, чтобы допустить успешное измерение расстояния. Возможно, это очень яркая звезда; и, при прочих равных условиях, вероятно, справедливо предположить, что яркость означает близость. И у астрономов есть некоторые другие признаки близости, которые направляют их при выборе подходящих объектов для исследования, хотя такие свидетельства, конечно, никогда не заменяют фактического измерения.

Звезда, находящаяся под наблюдением, наверняка имеет рядом с собой на небе некоторое количество звезд, настолько малых, что мы можем с уверенностью считать их неизмеримо далекими. Параллактическая звезда находится среди них, но не принадлежит к ним. Мы видим ее спроецированной на фон небес, хотя в действительности она может быть довольно близко к нам, астрономически говоря. Если это действительно так, и звезда, следовательно, подвержена упомянутому выше небольшому параллактическому смещению, мы можем обнаружить его, отметив положение подозреваемой звезды среди окружающих малых звезд. Ибо последние, будучи неизмеримо удаленными, останутся неизменными в пределах наших возможностей наблюдения и, таким образом, послужат опорными точками для фиксации кажущегося смещения более яркой звезды, которую мы фактически рассматриваем.

Нам нужно лишь фотографировать этот регион в разные времена года. Тщательное изучение фотографий под микроскопом позволит нам затем измерить малейшее смещение параллактической звезды. На основе этих измерений, путем процесса вычислений, астрономы могут затем получить расстояние до звезды. Оно не станет известным в милях; мы лишь установим, сколько раз расстояние между Землей и Солнцем пришлось бы отложить, словно измерительную линейку, чтобы покрыть пространство, отделяющее нас от звезды: а последующая оценка этого расстояния «от Земли до Солнца» в милях — еще одна важная проблема, в решении которой фотография обещает быть наиболее полезной.

Вышеупомянутый метод измерения звездного расстояния, конечно, подвержен некоторой небольшой неопределенности, возникающей из предположения, что малые звезды, используемые для сравнения, сами находятся за пределами возможности параллактического смещения. Но астрономия не обладает лучшим методом. Более того, количество малых звезд, используемых таким образом, конечно, гораздо больше в фотографии, чем это когда-либо может быть в визуальной работе. В первом процессе все окружающие звезды можно сфотографировать сразу; во втором каждую звезду нужно измерять отдельно, и дневной свет вскоре вмешивается, накладывая ограничение на количество. Обычно можно использовать только две; так что здесь фотография имеет очень важное преимущество. Она минимизирует вероятность того, что наш параллакс окажется ошибочным из-за того, что звезды сравнения не являются на самом деле бесконечно удаленными. Это могло бы случиться, возможно, в случае одной или двух звезд; но при среднем результате по большому числу мы знаем, что это практически невозможно.

Работа со скоплениями не совсем отличается от «охоты за параллаксом» на предварительной стадии получения фотографических наблюдений. Цель состоит в том, чтобы получить абсолютно верный снимок группы звезд, точно такой, какой он существует на небе. У нас есть все основания полагать, что очень большое количество звезд, сгущенных в одно маленькое пятно на небесах, означает нечто большее, чем случайное скопление. Группа Плеяды (стр. 10) содержит тысячи массивных звезд, несомненно, удерживаемых вместе силой их взаимного гравитационного притяжения. Если это верно, то в скоплении должно существовать сложное орбитальное движение; и по прошествии времени мы должны были бы фактически видеть, как отдельные компоненты меняют свои относительные положения, как бы на наших глазах. Детали такого движения в огромном масштабе космического пространства предлагают одну из многих проблем, которые делают астрономию величайшей из человеческих наук.

Мы сказали, что должно пройти время, прежде чем мы сможем увидеть эти вещи; могут потребоваться столетия ожидания. Но существует один способ ускорить совершенствование наших знаний; мы должны повысить точность наблюдений. Движения, для которых потребовался бы рост столетий, чтобы стать видимыми для старых астрономических приборов, могут поддаться за несколько десятилетий более тонким наблюдательным процессам. Здесь фотография наиболее многообещающа. Получив однажды удивительно точный снимок звездного скопления, мы можем легко подвергнуть его точному микроскопическому измерению. Те же операции, повторенные в более позднюю дату, позволят нам сравнить две серии измерений и таким образом установить движения, которые могли произойти за этот интервал. Фотографии Резерфорда представляют собой настоящий кладезь информации в исследованиях такого рода; ибо они предшествуют всем другим небесным фотографиям высокой точности по крайней мере на четверть века и приближают то время, когда определенное знание заменит информацию, основанную на рассуждениях о вероятностях.

Методы Резерфорда показали преимущества фотографии применительно к отдельным звездным скоплениям. Требовалось лишь внимание какого-либо астронома, располагающего большими наблюдательными возможностями и привыкшего к операциям в большом масштабе, чтобы применить подобные методы ко всему небу. В 1882 году яркая комета была очень заметна на южном небе. За ней велись обширные наблюдения из южного полушария, особенно в Британской королевской обсерватории на мысе Доброй Надежды.

Гилл, директор этого учреждения, высказал идею, что эта комета может быть достаточно яркой, чтобы ее сфотографировать. В то время фотографирование комет предпринималось мало, если вообще предпринималось, и было совсем не очевидно, что эксперимент будет успешным. Гилл также не был хорошо знаком с работой Резерфорда, так как лучшие результаты этого астронома оставались невостребованными много лет. Он был одним из тех людей, у которых личная скромность граничит с недостатком. Не желая каким-либо образом выдвигать себя вперед и не любя спешить с публикациями, Резерфорд мало предал огласке свою работу. Эта особенность, несомненно, задержала его заслуженную репутацию; но в конце концов он ничего не потеряет от короткой отсрочки. Гиллу, однако, должно быть приписано больше проницательности, чем причиталось бы ему, если бы Резерфорд сделал возможным для других узнать, что он предвосхитил многие из новых идей.

Как бы то ни было, комета была сфотографирована с помощью местного портретного фотографа по имени Эллис. Когда Гилл и Эллис прикрепили простую портретную камеру, принадлежащую последнему, к трубе одного из телескопов на Мысе и навели ее на большую комету, они и не думали, что эксперимент приведет к одной из величайших астрономических работ, когда-либо предпринимавшихся людьми. И все же этому суждено было случиться. Полученный ими негатив показал отличный снимок кометы; но что было более важно для будущего звездной астрономии, он был также довольно густо усеян маленькими черными точками, соответствующими звездам. Необычайная легкость, с которой все небо могло быть таким образом закартировано фотографически, была осознана Гиллом как никогда прежде. Именно этот снимок кометы заинтересовал его в применении фотографии к составлению звездных карт; и без его интереса ныне знаменитый астрофотографический каталог небес, вероятно, никогда не был бы создан.

После значительной предварительной переписки в 1887 году в Париже был наконец созван конгресс астрономов. Присутствовали представители главных обсерваторий и цивилизованных правительств. Они решили, что конец девятнадцатого века должен увидеть создание великого каталога всех звезд на небе, с масштабом полноты и точности, превосходящим все ранее предпринятое. Невозможно преувеличить важность такой работы; ибо от наших звездных каталогов в конечном счете зависит вся структура астрономической науки.

Работа была слишком обширной для сил какой-либо одной обсерватории. Поэтому все небо, от полюса до полюса, было разделено на восемнадцать поясов или зон приблизительно равной площади; и каждая из них была поручена одной обсерватории для фотографирования. Была специально сконструирована серия телескопов, чтобы вся работа выполнялась с помощью одного и того же типа инструмента. Насколько это было возможно, была предпринята попытка обеспечить единообразие методов и, в частности, единую шкалу точности. Чтобы покрыть все небо по предложенному плану, требуется не менее 44 108 негативов; и большинство из них к настоящему времени закончено. Дальнейшее измерение снимков и составление обширного печатного звездного каталога также находятся в полном разгаре. Одна из участвующих обсерваторий, в Потсдаме, Германия, опубликовала первый том своей части каталога. По оценкам, только этой обсерватории потребуется двадцать томов формата кварто, чтобы вместить лишь окончательные результаты ее работы над каталогом. Всего не менее двух миллионов звезд найдут место в этом, нашем новейшем справочнике небес.