«Практические беседы астронома»

Такие оптовые методы решения проблем наблюдательной астрономии особенно характерны для фотографии. Великий каталог, пожалуй, лучшая иллюстрация этой тенденции; но не меньший интерес, хотя и менее важный в действительности, представляет фотографический метод работы с малыми планетами. Мы уже говорили (стр. 63), что в пространстве между орбитами Марса и Юпитера несколько сотен малых тел движутся вокруг Солнца по обычным планетным орбитам. Эти тела называются астероидами, или малыми планетами. Визуальный метод обнаружения неизвестных членов этой группы был мучительно утомительным; но фотография полностью изменила положение дел и значительно расширила наши знания об астероидах.

Вольф из Гейдельберга первым использовал новый процесс для открытия малых планет. Его метод достаточно остроумен, чтобы заслужить краткого упоминания снова. Фотография подходящего участка неба была сделана с выдержкой, длившейся два или три часа. В течение всего этого времени инструмент манипулировался так, чтобы следовать за движением небес способом, который мы уже объяснили, так что каждая звезда появлялась на негативе как маленькая, круглая, черная точка.

Но если малая планета случайно оказывалась в области, охваченной пластинкой, ее фотографическое изображение было бы совсем другим. Ибо орбитальное движение планеты вокруг Солнца заставило бы ее немного переместиться среди звезд даже за те два или три часа, в течение которых пластинка экспонировалась. Это движение было бы верно воспроизведено на снимке, так что планета выглядела бы как короткая изогнутая линия, а не как четко определенная точка, подобная звезде. Таким образом, наличие такого линейного изображения безошибочно указывает на астероид.

Последующие вычисления необходимы, чтобы установить, является ли объект уже известной планетой или подлинным новым открытием. Вольф и другие, использующие его метод в последние годы, внесли огромные дополнения в наш каталог астероидов. Действительно, вопрос начинал терять интерес из-за частоты и однообразия этих открытий, когда астрономический мир был поражен обнаружением Планеты 1898 года. (Стр. 58.)

27 августа 1898 года Витт из Берлина открыл малое тело, которое носит номер «433» в списке малых планет и получило название Эрос. Его важная особенность заключается в исключительном положении орбиты. В то время как все остальные астероиды находятся дальше от Солнца, чем Марс, и ближе, чем Юпитер, Эрос может проходить внутри орбиты первого. Поэтому временами он будет приближаться к нашей Земле ближе, чем любой другой постоянный член Солнечной системы, за исключением нашей собственной Луны. Так что он, в некотором смысле, наш ближайший сосед; и один этот факт делает его самым интересным из всех малых планет. Девятнадцатый век был открыт известным открытием Пиацци первого из этих тел (стр. 59); поэтому уместно, что мы должны найти самое важное из них в его конце. Мы почти уверены, что можно будет использовать Эрос для решения с беспрецедентной точностью самой важной проблемы во всей астрономии. Это определение расстояния нашей Земли от Солнца. Рассматривая звездный параллакс, мы видели, как наши наблюдения позволяют нам измерять некоторые расстояния до звезд в единицах расстояния «от Земли до Солнца». Это, действительно, фундаментальная единица для всех астрономических измерений, и ее точная оценка всегда считалась основной проблемой астрономии. Астрономы знают ее как проблему Солнечного параллакса.

Мы не будем здесь вдаваться в несколько запутанные детали этого предмета, какими бы интересными они ни были. Проблема предлагает трудности, несколько аналогичные тем, с которыми сталкивается геодезист, которому нужно определить расстояние до какой-то недоступной земной точки. Чтобы сделать это, необходимо сначала измерить «базис», как мы его называем. Затем измерение углов с помощью теодолита позволит вывести требуемое расстояние до недоступной точки путем процесса вычислений. Чтобы обеспечить точность, однако, как знает каждый геодезист, базис должен быть сделан достаточно длинным; и это именно то, что невозможно в случае солнечного параллакса.

Ибо мы неизбежно ограничены разметкой нашего базиса на Земле; и вся планета слишком мала, чтобы предоставить базис действительно достаточного размера. Лучшее, что мы можем сделать, — это использовать расстояние между двумя обсерваториями, расположенными, насколько это возможно, на противоположных сторонах Земли. Но даже эта база прискорбно мала. Однако малость теряет часть своего вредного эффекта, если мы работаем с планетой, которая сравнительно близка к нам. Мы можем измерить расстояние до такой планеты точнее, чем до любой другой; и, когда оно известно, солнечное расстояние можно вычислить с помощью математических соображений, основанных на законе всемирного тяготения Ньютона и наблюдательных определениях планетных орбитальных элементов.

Фотография отнюдь не ограничивается исследованиями в старых отделах астрономических наблюдений. Ее мощная рука была протянута, чтобы охватить также новые инструменты спектроскопического изучения. Здесь чувствительная пластинка была заменена человеческим глазом с еще большим относительным преимуществом. Точное микроскопическое измерение трудных линий в звездных спектрах было действительно возможно старыми методами; но фотография сделала его сравнительно легким; и, прежде всего, сделала практически осуществимыми серии наблюдений, достаточно обширные по количеству, чтобы предоставить статистическую информацию реальной ценности. Только таким образом мы смогли определить, приближаются ли звезды в своих разнообразных и неизвестных орбитах к нам или удаляются. Даже скорость этого приближения или удаления стала измеримой и была оценена в случае многих отдельных звезд. (См. стр. 21.)

Solar Corona. Total Eclipse.

Photographed by Campbell, January 22, 1898; Jeur, India.

Предмет физики Солнца стал настоящим отделом астрономии в руках исследователей-фотографов. Были разработаны остроумные спектро-фотографические методы, с помощью которых мы получили снимки Солнца, из которых узнали многое, что должно было навсегда остаться неизвестным для старых методов.

Особенно полезной фотография проявила себя при наблюдении полных солнечных затмений. Только когда яркий диск Солнца полностью закрыт вставшей перед ним Луной, мы можем увидеть слабо светящуюся структуру солнечной короны, этого великого придатка нашего Солнца, чья точная природа до сих пор не объяснена. Только в течение нескольких минут полного затмения в каждом столетии мы можем смотреть на нее; и велик интерес астрономов, когда эти несколько минут наступают. Но выясняется, что визуальные наблюдения, сделанные в поспешном возбуждении, имеют сравнительно небольшую ценность. Полдюжины человек могли бы сделать зарисовки короны во время одного и того же затмения, однако они отличались бы друг от друга настолько, что истинный контур оставался бы под большим сомнением. Но с помощью фотографии мы можем получить действительно правильный снимок, детали которого можно изучать и обсуждать впоследствии на досуге.

Если бы нас попросили суммировать одним словом то, чего достигла фотография, мы бы сказали, что наблюдательная астрономия была революционизирована. Сегодня почти нет инструмента точности, в котором чувствительная пластинка не была бы заменена человеческим глазом; почти нет исследования, возможного старым методом, которое нельзя было бы теперь предпринять в более грандиозном масштабе. Новые исследования, ранее даже невозможные, теперь вполне осуществимы с помощью фотографии; и это еще не конец. Ценны как достижения, уже завершенные, но фотография наиболее богата своими обещаниями на будущее. Астрономию называли «совершенной наукой»; можно с уверенностью предсказать, что следующее поколение будет удивляться, что знания, которыми мы обладаем сегодня, когда-либо могли получить столь гордый титул.

СТАНДАРТЫ ВРЕМЕНИ В МИРЕ

Часто задают вопрос: «Какова практическая польза астрономии?» Мы знаем, конечно, что люди получили бы огромную выгоду от изучения этой науки, даже если бы ее нельзя было обратить в какое-либо немедленное хлебонасущное использование; ибо астрономия — это по существу наука о больших вещах, и она делает людей больше, когда они фиксируют свой ум на проблемах, имеющих дело с огромными расстояниями и кажущимися бесконечными периодами времени. Никто не может смотреть на тихо сияющие звезды, не будучи впечатленным мыслью о том, как они горели — тогда, как и сейчас — до того, как он сам родился, и так будут продолжать после того, как он уйдет — да, даже после того, как его последние потомки исчезнут с лица Земли. Из всех наук астрономия одновременно является наиболее поэтически прекрасной и в то же время предлагающей самые грандиозные и трудные проблемы для интеллекта. Изучение этих проблем всегда было трудом любви для величайших умов; их решение справедливо считалось одним из самых высоких достижений человека.

И все же из всех трудных и абстрактных наук астрономия, пожалуй, та, которая входит в обычную практическую повседневную жизнь людей более определенно и часто, чем любая другая. Существует по крайней мере три вещи, которыми мы обязаны астрономии и которые должны рассматриваться как совершенно незаменимые с чисто практической точки зрения. Во-первых, давайте рассмотрим карты в географическом атласе. Сколько людей когда-либо задумываются о том, как делаются эти карты? Правда, обычные процессы геодезиста позволили бы нам нарисовать карту, показывающую очертания части земной поверхности. Даже местоположения городов и рек могли бы быть отмечены таким образом. Но одна из самых важных вещей не могла бы быть добавлена без помощи астрономических наблюдений. Линии широты и долготы, которые необходимы для показа отношения карты к остальной части Земли, мы обязаны астрономии. Линии долготы, в частности, как мы увидим далее, играют самую важную роль в вопросе времени.

Второе незаменимое применение астрономии к обычным деловым вопросам относится к предмету навигации. Как корабли находят свой путь через океан? На море нет постоянных отметок, как на суше, по которым навигатор мог бы направлять свой курс. Тем не менее, моряки знают свой путь через безбрежный океан с уверенностью, столь же безошибочной, как это было бы возможно на берегу; и все это делается с помощью астрономии. Наблюдения навигатора за Солнцем — это астрономические наблюдения; таблицы, которые он использует при расчете своих наблюдений — таблицы, которые говорят ему, где именно он находится и в каком направлении должен идти — это астрономические таблицы. Действительно, не будет преувеличением сказать, что без астрономии не могло бы быть безопасной океанской навигации.

Но третье применение астрономии имеет еще большее значение в нашей повседневной жизни — предоставление правильных стандартов времени для всех видов целей. Именно на это практическое использование астрономической науки мы хотели бы обратить особое внимание. Мало кто задумывается о сложном механизме, который должен быть приведен в движение, чтобы установить часы. Человек забывает однажды вечером завести свои часы в привычный час. На следующее утро он обнаруживает, что они остановились. Их нужно переустановить. Большинство людей просто идут к ближайшим часам или спрашивают время у какого-нибудь знакомого, чтобы правильно запустить часы. Более осторожные люди, возможно, посещают ювелира и берут время по его «регулятору». Но сам регулятор нуждается в регулировке. В конце концов, это не что иное, как любые другие часы, за исключением того, что при механической конструкции и расположении их различных частей была проявлена большая осторожность. И все же это лишь машина, построенная человеческими руками, и, как все человеческие творения, она неизбежно несовершенна. Как бы хорошо она ни была сконструирована, она не будет идти с идеально жесткой точностью. Каждый день будет отклонение от истинного времени на небольшую величину, и в течение дней или недель накопление этих последовательных малых величин приведет к итогу вполне ощутимого размера.

Точно так же, как обычный гражданин обращается к регулятору ювелира, чтобы исправить свои часы, ювелир обращается к астроному за исправлением своего регулятора. С самого зарождения астрономии, в самые ранние века, о которых у нас есть какие-либо записи, главной обязанностью астронома было предоставление точного времени людям. Мы не будем здесь вдаваться в подробный отчет, каким бы интересным он ни был, о постепенном развитии, с помощью которого была достигнута очень совершенная система, используемая в настоящее время; но ограничимся описанием методов, применяемых сейчас почти во всех цивилизованных странах мира.

Во-первых, каждая обсерватория, конечно, снабжена тем, что известно как астрономические часы. Этот инструмент, с точки зрения астронома, — нечто очень отличное от обычного популярного представления. Для среднего человека астрономические часы — это сложная и замысловатая вещь, дающая дату, день недели, фазы Луны и другую разнообразную информацию. Но в действительности астроному ничего из этого не нужно. Его единственное и исключительное требование состоит в том, чтобы часы шли как можно более равномерно, насколько это возможно для машины, сконструированной человеческими руками. Никаких расходов не жалеют при создании стандартных часов для обсерватории. Настоящие художники в механическом конструировании — люди, достигшие всемирной известности благодаря тонкому мастерству в изготовлении частей часов — таковы часовщики астронома.

Чтобы повысить точность движения в ряду колес, необходимо, чтобы механизм был как можно более простым. По этой причине все усложнения с датой и т. д. опущены. Мы даже отказались от обычного удобного плана иметь часовую и минутную стрелки, установленные в одном центре; ибо такой вид установки делает необходимым несколько более сложную форму колесного механизма. Астрономические часы обычно имеют центры секундной, минутной и часовой стрелок на одной прямой линии и на равном расстоянии друг от друга. Каждая стрелка имеет свой собственный циферблат; все они, конечно, нарисованы на одном и том же циферблате часов.

Даже после того, как такие часы были сделаны как можно более точно, они, тем не менее, не дадут наилучшей работы, если за ними не ухаживать должным образом. Необходимо установить их очень прочно. Их не следует крепить к обычной стене, а нужно построить для них прочный каменный или кирпичный столб на очень твердом фундаменте. Более того, этот столб лучше всего разместить под землей в подвале, чтобы температуру часов можно было поддерживать почти постоянной круглый год; ибо мы обнаруживаем, что часы идут не совсем одинаково в жаркую погоду, как в холодную. Мастера, действительно, пытались защититься от этого влияния температуры с помощью остроумных механических приспособлений. Но они никогда не бывают вполне совершенны в своем действии, и лучше не испытывать их слишком сурово, подвергая часы резким изменениям тепла и холода.

Еще одна вещь, влияющая на ход точных часов, как ни странно это может показаться, — это изменение барометрического давления. Существует небольшая, но заметная разница в их ходе, когда барометр высокий и когда он низкий. Чтобы предотвратить это, некоторые из наших лучших часов были заключены в герметичные футляры, чтобы внешние барометрические изменения не ощущались часами ни в малейшей степени.

Но даже после того, как все это было достигнуто и астроном обладает часами, которые можно назвать шедевром механической конструкции, он не в лучшем положении, чем был ювелир со своим регулятором. В конце концов, даже астрономические часы нужно устанавливать, и их погрешность должна определяться время от времени. Тогда необходимо прибегнуть к окончательному обращению к астрономическим наблюдениям. Часы должны быть установлены по звездам и Солнцу. Для этой цели астроном использует инструмент, называемый «пассажный инструмент». Это просто телескоп умеренного размера, возможно, пять или шесть футов длиной, и прочно прикрепленный к оси под прямым углом к трубе телескопа.

Эта ось поддерживается горизонтально таким образом, что она указывает как можно точнее на восток и запад. Сам телескоп, будучи перпендикулярным оси, всегда указывает в направлении север-юг. Можно вращать телескоп вокруг его оси, чтобы достичь всех частей неба, которые находятся прямо к северу или югу от обсерватории. В поле зрения телескопа установлены определенные очень тонкие нити, образующие маленький крест. По мере вращения телескопа этот крест прочерчивает, так сказать, большой круг на небе; и этот большой круг называется астрономическим меридианом.

Теперь мы обладаем определенными звездными таблицами, вычисленными на основе объединенных наблюдений астрономов за последние 150 лет. Эти таблицы говорят нам точный момент времени, когда любая звезда находится на меридиане. Чтобы обнаружить, следовательно, правы ли наши часы в любую данную ночь, достаточно лишь наблюдать звезду в телескоп и отметить точный момент по часам, когда она достигает маленького креста в поле зрения. Зная из астрономических таблиц время, когда звезда должна была быть на меридиане, и наблюдая время по часам, когда она фактически там находится, разница, конечно, и есть погрешность часов. Результат можно проверить наблюдениями других звезд, а небольшие личные ошибки наблюдения можно сделать безвредными, взяв среднее значение по нескольким звездам. Часовой работой в ясную ночь можно довольно легко установить погрешность часов в пределах одной двадцатой доли секунды.

У нас нет места, чтобы вдаваться в интересные детали методов, с помощью которых астрономический пассажный инструмент точно устанавливается в правильное положение, и как любая небольшая остаточная ошибка в его установке может быть исключена из наших результатов с помощью определенных процессов вычислений. Достаточно сказать, что практически все определения времени в обсерватории зависят по существу от процедуры, описанной выше.

После того как обсерваторские часы были однажды установлены правильно по наблюдениям неба, их погрешность можно довольно легко переопределять каждые несколько дней. Таким образом, даже небольшие нерегулярности их почти совершенного механизма можно предотвратить от накопления до тех пор, пока они не достигнут вредной величины. Но мы получаем таким образом лишь правильный стандарт времени внутри самой обсерватории. Как это можно сделать доступным для широкой публики? Проблема довольно проста с помощью электрического телеграфа. Мы дадим краткий отчет о методах, используемых сейчас в Нью-Йорке, и их можно считать по существу репрезентативными для тех, что применяются в других местах.

Каждый день, ровно в полдень, электрический сигнал посылается Военно-морской обсерваторией Соединенных Штатов в Вашингтоне. Сигнал регулируется стандартными часами обсерватории, конечно, с учетом звездных наблюдений, сделанных в предыдущую ясную ночь. Этот сигнал принимается в центральном офисе телеграфной компании в Нью-Йорке, где он используется для поддержания точности очень хороших часов, которые можно назвать стандартом времени телеграфной компании. Эти часы, в свою очередь, имеют автоматические электрические соединения, с помощью которых они заставляют посылать сигналы по так называемым «проводам времени», которые идут по всему городу. Ювелиры и другие лица, желающие иметь правильное время, могут договориться о подключении маленького электрического звукового сигнала в своих офисах к проводам времени. Таким образом, тиканье стандартных часов телеграфной компании автоматически повторяется в магазине ювелира и используется для контроля точности его регулятора. Это, вкратце, метод, с помощью которого тщательное определение правильного времени астрономом передается и распределяется среди людей в целом.

Очертив таким образом способ получения и распределения правильного времени, мы теперь рассмотрим вопрос о разнице во времени между различными местами на Земле. Это вопрос, который многие находят весьма озадачивающим, и все же он по существу довольно прост в принципе. Путешественники, конечно, хорошо знакомы с тем фактом, что их часы часто нуждаются в переустановке, когда они прибывают в пункт назначения. И все же немногие когда-либо останавливаются, чтобы спросить причину.

Давайте рассмотрим на мгновение наш метод измерения времени. Мы ориентируемся по Солнцу. Если мы оставим без внимания некоторые небольшие нерегулярности движения Солнца, которые не имеют значения для нашей текущей цели, мы можем сформулировать этот фундаментальный принцип: когда Солнце достигает своего наивысшего положения на небе, это двенадцать часов или полдень.

Солнце, как все знают, восходит каждое утро на востоке, медленно поднимается все выше и выше на небе и, наконец, начинает спускаться снова к западу. Но ясно, что по мере того, как Солнце движется с востока на запад, оно должно проходить над восточным из любых двух городов раньше, чем над западным. Когда оно достигает своей наибольшей высоты над западным городом, оно, следовательно, уже прошло свою наибольшую высоту над восточным. Другими словами, когда полдень, или двенадцать часов, в западном городе, в восточном городе уже после полудня. Это простая и очевидная причина разницы во времени в разных частях страны. Из любых двух мест восточное всегда имеет более позднее время, чем западное. Когда мы рассматриваем вопрос таким образом, нет ни малейшей трудности в понимании того, как возникают различия во времени. Они, конечно, будут наибольшими для мест, которые очень далеко друг от друга в направлении восток-запад. И это возвращает нас снова к предмету долготы, который, как мы уже говорили, играет важную роль во всех вопросах, касающихся времени; ибо долгота используется для измерения расстояния в направлении восток-запад между различными частями Земли.

Если мы рассмотрим Землю как большой шар, мы можем представить серию больших кругов, проведенных на ее поверхности и проходящих прямо от Северного полюса к Южному. Такой круг можно было бы провести через любую точку на Земле. Если мы представим пару таких кругов, проведенных через два города, такие как Нью-Йорк и Лондон, разница долгот этих двух городов определяется как угол на Северном полюсе между двумя рассматриваемыми большими кругами. Размер этого угла может быть выражен в градусах. Если мы затем хотим узнать разницу во времени между Нью-Йорком и Лондоном в часах, нам нужно лишь разделить их разницу долгот в градусах на число 15. Этим простым способом мы можем получить разницу во времени любых двух мест. Мы просто измеряем разницу долгот на карте, а затем делим на 15, чтобы получить разницу во времени. Эти различия во времени иногда могут стать довольно большими. Действительно, для двух мест, различающихся на 180 градусов по долготе, разница во времени, очевидно, составит не менее двенадцати часов.

Большинство цивилизованных наций неформально договорились принять какой-то один город в качестве фундаментальной точки, от которой должны отсчитываться все долготы. До настоящего времени мы рассматривали только разности долгот; но когда мы говорим о долготе города, мы имеем в виду его разность долгот от места, выбранного по общему согласию в качестве начала отсчета долгот. Город, почти повсеместно используемый для этой цели, — это Гринвич, недалеко от Лондона, Англия. Здесь расположена Британская королевская обсерватория, одно из старейших и важнейших учреждений такого рода в мире. Большой круг долготы, проходящий через центр астрономического пассажного инструмента в Гринвичской обсерватории, является фундаментальным кругом долготы Земли. Долгота любого другого города — это тогда просто угол на полюсе между кругом долготы через этот город и фундаментальным Гринвичским кругом, описанным здесь.

Долготы отсчитываются как к востоку, так и к западу от Гринвича. Таким образом, Нью-Йорк находится на 74 градусах западной долготы, в то время как Берлин — на 14 градусах восточной долготы. Это привело к довольно любопытному положению дел в тех частях Земли, долготы которых близки к 180 градусам восточной или западной долготы. В той части мира есть ряд островов, и если мы представим на мгновение один, долгота которого составляет ровно 180 градусов, мы получим следующий замечательный результат относительно его разницы во времени с Гринвичем.

Мы видели, что из любых двух мест восточное всегда имеет более позднее время. Теперь, поскольку наш воображаемый остров находится ровно в 180 градусах от Гринвича, мы можем считать его находящимся либо в 180 градусах восточной, либо в 180 градусах западной долготы. Но если мы назовем его 180 градусами восточной долготы, его время будет на двенадцать часов позже Гринвича, а если мы назовем его 180 градусами западной долготы, его время будет на двенадцать часов раньше Гринвича. Очевидно, будет разница ровно в двадцать четыре часа, или один целый день, между этими двумя возможными способами исчисления его времени. Это обстоятельство фактически привело к значительной путанице на некоторых островах Тихого океана. Мореплаватели, открывшие различные острова, естественно, давали им дату, которую они привезли из Европы. И поскольку некоторые из этих мореплавателей плыли на восток, вокруг мыса Доброй Надежды, а другие на запад, вокруг мыса Горн, даты, которые они давали нескольким островам, различались ровно на один день.

Положение дел в настоящее время было урегулировано своего рода неформальным соглашением. На карте была проведена произвольная линия вблизи 180-го меридиана, и было решено, что острова, расположенные к востоку от этой линии, будут отсчитывать свою долготу к западу от Гринвича, а те, что к западу от линии, — к востоку от Гринвича. Таким образом, Самоа находится почти в 180 градусах к западу от Гринвича, в то время как острова Фиджи — почти в 180 градусах к востоку. Тем не менее острова находятся очень близко друг к другу, хотя между ними и проходит эта произвольная линия. В результате, когда на Самоа воскресенье, на островах Фиджи — понедельник. Описанная здесь произвольная линия иногда называется международной линией перемены дат.

Она проходит не очень близко к Филиппинским островам, которые расположены примерно на 120 градусах восточной долготы и, следовательно, используют время примерно на восемь часов позже гринвичского. Нью-Йорк, находясь примерно на 74 градусах к западу от Гринвича, имеет время примерно на пять часов раньше. Следовательно, как мы можем заметить мимоходом, филиппинское время примерно на тринадцать часов позже нью-йоркского. Таким образом, пять часов утра воскресенья, 1 мая, в Маниле соответствовали бы четырем часам дня субботы, 30 апреля, в Нью-Йорке.

Существует другой вид времени, который мы кратко объясним, — так называемое «стандартное» или железнодорожное время, которое вошло в общее употребление в Соединенных Штатах несколько лет назад и с тех пор было повсеместно принято во всем мире. Достаточно нескольких мгновений размышлений, чтобы понять, что случайное расположение различных крупных городов в любой стране приведет к тому, что их местное время будет различаться на нечетное количество часов, минут и секунд. Таким образом, в прошлом это вызывало массу неудобств. Например, поезд мог отправляться из Нью-Йорка в определенный час по нью-йоркскому времени. Затем он прибывал бы в Буффало несколькими часами позже по нью-йоркскому времени. Но из Буффало он отправлялся бы по времени Буффало, которое совершенно иное. Таким образом, в расписании в Буффало возникал бы своего рода скачок, причем скачок на нечетное количество минут.

В разных городах это было бы по-разному, и запомнить это было бы очень трудно. Действительно, поскольку каждая железная дорога обычно пускала свои поезда по времени, используемому в главном городе на ее линии, могло случиться так, что в одном городе, где сходились несколько дорог, использовалось бы три или четыре разных железнодорожных времени. Всего этого удалось избежать благодаря введению системы стандартного времени. Согласно ей вся страна разделена на ряд часовых поясов шириной в пятнадцать градусов, расположенных так, что средняя линия каждого пояса приходится на точку, долгота которой от Гринвича составляет 60, 75, 90, 105 или 120 градусов. Время на этих средних линиях, следовательно, раньше гринвичского на четное количество часов. Так, например, 75-градусная линия ровно на пять четных часов раньше гринвичского времени. Все города просто используют время ближайшей из этих специальных линий.

Это не приводит к полному устранению разницы во времени — что, конечно, было бы невозможно в силу самой природы вещей, — но вместо сложных нечетных различий в часах и минутах мы подставили бесконечно более простой ряд различий в четных часах. Путешественник из Чикаго в Нью-Йорк может перевести свои часы ровно на один час вперед по прибытии — минутная стрелка остается без изменений, и нет необходимости сверяться с нью-йоркскими часами, чтобы правильно установить свои по прибытии. Нет сомнений, что эту систему стандартного времени следует считать одним из важнейших вкладов астрономической науки в удобство человека.

Ее ценность получила самое широкое признание, и ее использование распространилось теперь почти на все цивилизованные страны — Франция является единственной важной нацией, все еще остающейся вне системы часовых поясов. В следующей таблице мы приводим стандартное время различных частей земного шара по сравнению с Гринвичем, а также дату принятия новой системы времени. Можно заметить, что в некоторых случаях для разделения часовых поясов использовались даже получасовые интервалы, а не четные часы, как в Соединенных Штатах.

ТАБЛИЦА МИРОВЫХ СТАНДАРТОВ ВРЕМЕНИ

When it is Noon

at Greenwich

it is

In Date of Adopting

Standard Time

System.

NoonGreat Britain. Belgium.May, 1892. Holland.May, 1892. Spain.January, 1901. 1 P.M.Germany.April, 1893. Italy.November, 1893. Denmark.January, 1894. Switzerland.June, 1894. Norway.January, 1895. Austria (railways). 1.30 P.M.Cape Colony.1892. Orange River Colony.1892. Transvaal.1892. 2 P.M.Natal.September, 1895. Turkey (railways). Egypt.October, 1900. 8 P.M.West Australia.February, 1895. 9 P.M.Japan.1896. 9.30 P.M.South Australia.May, 1899. 10 P.M.Victoria.February, 1895. New South Wales.February, 1895. Queensland.February, 1895. 11 P.M.New Zealand.

In the United States and Canada it is 4 A.M. byPacific Timewhenit isNoonatGreenwich. 5 A.M. "Mountain"""""" 6 A.M. "Central"""""" 7 A.M. "Eastern"""""" 8 A.M. "Colonial""""""

ДВИЖЕНИЯ ЗЕМНОГО ПОЛЮСА

Исследователи геологии уже много лет озадачены следами, оставшимися от периода, когда большая часть Земли была покрыта мощной ледяной шапкой. Все эти свидетельства, по-видимому, указывают на вывод, что центр покрытого льдом региона находился довольно далеко от нынешнего положения северного полюса Земли. Если мы должны рассматривать полюс как находящийся очень близко к точке наибольшего холода, становится весьма интересным изучить, всегда ли полюс занимал свое нынешнее положение или же он подвергался медленным изменениям места на поверхности Земли. Поэтому геологи обратились к астрономам с просьбой выяснить, обладают ли они какими-либо наблюдательными данными, свидетельствующими о том, что полюс находится в движении.

Теперь мы можем сразу сказать, что астрономические исследования пока не выявили ожидаемых таким образом доказательств. Астрономия не смогла прийти на помощь геологической теории. Примерно с 1750 года, когда начались точные наблюдения в современном смысле, и вплоть до самого недавнего времени астрономы были вынуждены отрицать возможность какого-либо заметного движения полюса. Процессы наблюдения, правда, время от времени давали слегка различающиеся положения полюса. Тем не менее эти расхождения всегда были настолько ничтожными, что их невозможно было отличить от тех незначительных личных ошибок, которые всегда неотделимы от результатов, полученных несовершенным человеческим глазом.

Но за последние несколько лет усовершенствованные методы наблюдения в сочетании с чрезвычайным усердием в их применении астрономами в целом выявили определенное небольшое движение полюса, которое никогда ранее не было продемонстрировано надежным способом. Это движение, правда, не того характера, которого требовала геологическая теория, ибо геологи были склонны ожидать движения, которое было бы непрерывным в одном направлении, каким бы медленным ни было его годовое значение; ведь огромная протяженность геологического времени дала бы даже самому медленному движению возможность произвести большие эффекты, при условии, что его результаты могли бы постоянно накапливаться. При наличии достаточного времени полюс мог бы переместиться куда угодно на Земле, какой бы медленной ни была его черепашья скорость.

Но небольшое движение, которое мы обнаружили, не является ни кумулятивным, ни непрерывным в одном направлении. Это то, что мы называем периодическим движением, когда полюс качается то в одну, то в другую сторону от своего среднего или усредненного положения. Таким образом, нельзя сказать, что это новое открытие разгадывает таинственную загадку геологов. И все же оно представляет самый живой интерес даже с их точки зрения; ибо доказательство любой формы движения полюса, который ранее считался абсолютно неподвижным, может означать все. Никто не может сказать, какие результаты будут выявлены дальнейшими наблюдениями, которые сейчас продолжаются с большим усердием.

Прежде всего, важно объяснить, что любые подобные движения, которые мы рассматриваем, будут проявляться в обычных процессах наблюдения главным образом в виде изменений земных широт. Давайте представим себе пару прямых линий, проходящих через центр Земли и заканчивающихся: одна — на станции наблюдателя на поверхности Земли, а другая — в той точке экватора, которая ближе всего к наблюдателю. Тогда, согласно обычному определению широты, угол между этими двумя воображаемыми линиями называется широтой точки наблюдения. Теперь мы знаем, конечно, что экватор везде находится ровно в 90 градусах от полюса. Следовательно, если полюс подвержен хоть какому-то движению, экватор также должен участвовать в этом движении.

Таким образом, угол между нашими двумя воображаемыми линиями будет непосредственно зависеть от движения полюса, и широта, полученная путем астрономических наблюдений, будет подвержена весьма схожим изменениям. Чтобы прояснить весь вопрос, насколько это возможно путем сбора наблюдательных данных, необходимо лишь поддерживать непрерывную серию определений широты в нескольких обсерваториях. Эти определения должны показывать небольшие вариации, сопоставимые по величине с колебаниями полюса.

Давайте теперь на мгновение рассмотрим, что подразумевается под осью Земли. Давно известно, что планета в целом имеет форму шара или сферы. Что это так, можно сразу увидеть по тому, как корабли в море исчезают за горизонтом. По мере того как они удаляются от нас все дальше и дальше, мы сначала теряем из виду корпус, а затем медленно и постепенно мачты и паруса словно погружаются в океан. Это доказывает, что поверхность Земли искривлена. Что она более или менее похожа на сферу, очевидно из того факта, что она всегда отбрасывает круглую тень при затмениях. Иногда Земля проходит между Солнцем и затмеваемой Луной. Тогда мы видим черную тень Земли, проецируемую на Луну, которая в противном случае была бы довольно яркой. Эта тень наблюдалась в очень большом количестве таких затмений, и всегда обнаруживалось, что она имеет круглый край.

Хотя, следовательно, Земля является почти круглым шаром, не следует полагать, что она имеет точно сферическую форму. Мы можем не принимать во внимание небольшие неровности ее поверхности, ибо даже самые высокие горы незначительны по высоте по сравнению с полным диаметром самой Земли. Но даже если не принимать их в расчет, Земля не является идеально сферической. Мы можем описать ее лучше всего как сплюснутую сферу. Это как если бы кто-то сжал круглый резиновый мяч между двумя гладкими досками. Он был бы сплюснут сверху и снизу и выпуклым посередине. Такова форма Земли. Она сплюснута у полюсов и выпукла вблизи экватора. Самую короткую прямую линию, которую можно провести через центр Земли и ограничить сплюснутыми частями ее поверхности, можно назвать осью фигуры Земли; а две точки, где эта ось встречается с поверхностью, называются полюсами фигуры.

Но у Земли есть другая ось, называемая осью вращения. Это та ось, вокруг которой планета поворачивается один раз в день, что порождает хорошо известные явления, называемые восходом и заходом Солнца, Луны и звезд. Ибо эти движения небесных тел на самом деле являются лишь кажущимися, вызванными реальным движением наблюдателя на Земле. Наблюдатель вращается вместе с Землей вокруг ее оси и таким образом проносится мимо Солнца и звезд.

Таким образом, это ежедневное вращение Земли происходит вокруг оси вращения. Теперь так получается, что все виды астрономических наблюдений для определения широты приводят к значениям, основанным на оси вращения Земли, а не на ее оси фигуры. Мы видели, как земной экватор, от которого мы отсчитываем наши широты, везде находится на расстоянии 90 градусов от полюса. Но этот полюс — полюс вращения, или точка, в которой ось вращения пронзает поверхность Земли. Это не полюс фигуры.

Ясно, что широта любой обсерватории будет оставаться постоянной только в том случае, если полюс фигуры и полюс вращения сохраняют абсолютно одинаковые положения относительно друг друга. Эти два полюса на самом деле находятся очень близко друг к другу; действительно, долгое время предполагалось, что они абсолютно совпадают, так что никаких изменений широты быть не может. Но теперь оказывается, что они слегка разделены.

Как ни странно, один из них вращается вокруг другого по небольшой кривой. Полюс фигуры движется вокруг полюса вращения. Расстояние между ними немного меняется, никогда не становясь больше примерно пятидесяти футов, и для завершения одного оборота требуется около четырнадцати месяцев. В движении есть некоторые небольшие неровности, но в основном оно происходит так, как здесь сказано. Вследствие этого вращения одного полюса вокруг другого полюс фигуры находится то с одной стороны от полюса вращения, то с противоположной, но он никогда не движется непрерывно в одном направлении. Таким образом, как мы уже видели, тот вид непрерывного движения, который требуется для объяснения наблюдаемых геологических явлений, астрономами пока не найден.

Наблюдения для изучения изменений широты проводились очень широко в последние годы как в Европе, так и в Соединенных Штатах. Практически наиболее выгодным оказалось проведение одновременных серий наблюдений в двух обсерваториях, расположенных в широко разнесенных частях Земли, но имеющих очень близкую широту. Тогда возможно использовать одни и те же звезды для наблюдения в обоих местах, тогда как при большой разнице в широтах пришлось бы использовать разные наборы звезд.

Существует особое преимущество в использовании одних и тех же звезд в обоих местах. Мы можем тогда определить небольшую разницу в широте между двумя участвующими обсерваториями таким образом, что это будет совершенно свободно от любой неопределенности в наших знаниях о положениях наблюдаемых звезд на небе; ибо, как ни странно, наши звездные каталоги не содержат абсолютно точных чисел. Как и все другие данные, зависящие от несовершенного человеческого наблюдения, они подвержены небольшим ошибкам. Но если мы можем определить просто разницу в широте двух обсерваторий, мы можем обнаружить по ее изменению путь, по которому движется полюс. Если, например, обсерватории разделены одной четвертью окружности земного шара, полюс будет двигаться прямо к одной из них, когда он совсем не меняет своего расстояния от другой.

Этот метод использовался в течение семи лет с хорошим эффектом в обсерваториях Колумбийского университета в Нью-Йорке и Королевской обсерватории в Неаполе, Италия. Для получения его наиболее полных преимуществ, конечно, лучше установить несколько наблюдательных станций примерно на одной и той же параллели широты. Это было сделано в 1899 году Международной геодезической ассоциацией. Две станции находятся в Соединенных Штатах, одна в Японии и одна на Сицилии. Мы можем, следовательно, с уверенностью надеяться, что наши знания о загадочной проблеме движения полюсов вскоре получат весьма существенное продвижение.

КОЛЬЦА САТУРНА

Смерть Джеймса Э. Килера, директора Ликской обсерватории в Калифорнии (стр. 32), напоминает об одном из самых интересных и значительных поздних достижений в астрономической науке. Прошло всего семь лет с тех пор, как Килер сделал замечательные спектроскопические наблюдения, которые впервые дали наглядную демонстрацию истинного характера тех таинственных светящихся колец, окружающих блестящую планету Сатурн. Его результаты еще не стали достаточно доступными для широкой публики, и их не оценили по достоинству. Мы считаем эту работу Килера интересной, потому что проблема колец была классической на протяжении многих поколений; и мы также особо отметили ее как значительную, потому что она чревата возможностями новых методов спектроскопических исследований, примененных в старых отделах наблюдательной астрономии.

Проблемы астрономов с кольцами начались с изобретения самого телескопа. Они восходят к 1610 году, когда Галилей впервые направил свой новый инструмент на небеса (стр. 49). Легко представить, что яркая планета Сатурн была среди самых первых объектов, изученных им. Его «мощный» инструмент увеличивал всего около тридцати раз и, несомненно, был намного хуже наших карманных телескопов сегодняшнего дня. Но он, во всяком случае, показал, что с Сатурном что-то не так. Галилей выразился так: «Ultimam planetam tergeminam observavi» («Я наблюдал, что самая дальняя планета является тройной»).

Легко понять теперь, как глаза Галилея обманули его. Ибо круглый светящийся шар, подобный Сатурну, окруженный тонким плоским кольцом, видимым почти с ребра, действительно выглядит так, как будто у него есть два маленьких прикрепленных придатка. Странно, конечно, сегодня читать научную книгу настолько старую, что планету Сатурн можно было назвать «самой дальней» планетой. Но она была самой внешней из известных во времена Галилея и почти два столетия спустя. Только в 1781 году Уильям Гершель открыл Уран (стр. 59); а Нептун не был раскрыт чудесной математической проницательностью Леверье до 1846 года (стр. 61).

Дальнейшие наблюдения Сатурна Галилеем беспокоили его все больше и больше. Поведение планеты становилось все хуже по мере того, как шло время. «Не пожрал ли Сатурн своих детей, согласно старой легенде?» — спрашивал он вскоре после этого; ибо изменившиеся положения Земли и планеты в ходе их движений вокруг Солнца по своим соответствующим орбитам стали такими, что кольцо было видно совсем с ребра и, следовательно, было совершенно невидимым для «оптической трубки» Галилея. Загадка осталась нерешенной Галилеем; она была оставлена другому великому человеку, чтобы найти истинный ответ. Гюйгенс в 1656 году впервые объявил, что кольцо — это кольцо.

То, как было сделано это объявление, характерно для того времени; сегодня это кажется почти смехотворным. Гюйгенс опубликовал небольшую брошюру в 1656 году под названием «De Saturni Luna Observatio Nova», или «Новое наблюдение луны Сатурна». Он дал объяснение того, что наблюдалось им самим и предыдущими астрономами, в форме загадки или «логогрифа». Вот что он должен был сказать о рассматриваемом явлении:

«aaaaaaa ccccc d eeeee g h iiiiiii llll mm nnnnnnnnn oooo pp q rr s ttttt uuuuu».

Только в 1659 году, три года спустя, в книге под названием «Systema Saturnium» Гюйгенс переставил вышеуказанные буквы в их правильном порядке, составив латинское предложение:

«Annulo cingitur, tenui plano, nusquam cohaerente, ad eclipticam inclinato». Переведенное на английский язык, это предложение сообщает нам, что планета «опоясана тонким, плоским кольцом, нигде не касающимся Сатурна и наклоненным к эклиптике»!

Это было совершенно правильное и удивительно проницательное объяснение тех сложных и раздражающе загадочных явлений, которые оказались слишком трудными для не кого иного, как самого Галилея. Это было объяснение, которое объясняло. Причина его предварительного объявления таким образом должна была быть следующей: Гюйгенс, вероятно, не был вполне уверен в своей правоте в 1656 году, в то время как три года спустя он стал вполне уверен. Публикацией логогрифа 1656 года он обеспечил себе признание того, что сделал. Если бы какой-либо другой астроном опубликовал истинное объяснение после 1656 года, Гюйгенс мог бы доказать свои права на приоритет, переставив буквы своей загадки. С другой стороны, если бы дальнейшие исследования показали ему, что он ошибается, он никогда не обнародовал бы истинного значения своего логогрифа и, таким образом, избежал бы позора ошибочного объяснения. Таким образом, метод объявления был сравним по изобретательности с самим гюйгенсовским объяснением.

Мы вынуждены кратко пропустить занимательную историю последующих наблюдений кольца, чтобы объяснить новую работу Килера и других. Кассини около 1675 года смог показать, что кольцо двойное; что на самом деле существуют два независимых кольца с отчетливым темным пространством между ними. Это был случай колес внутри колес. Нашему собственному выдающемуся соотечественнику У. К. Бонду из Кембриджа, штат Массачусетс, мы обязаны дальнейшим открытием (Гарвардская колледжская обсерватория, ноябрь 1850 г.) третьего кольца. Оно также концентрично двум другим и находится внутри них, но его трудно наблюдать из-за его гораздо меньшей светимости.

Оно почти прозрачно, и яркий свет центрального шара планеты способен светить прямо сквозь него. По этой причине внутреннее кольцо называют «газовым» или «креповым» кольцом. Если мы добавим к вышеуказанным деталям тот факт, что наши современные большие телескопы показывают небольшие неровности на поверхности колец, особенно когда они видны с ребра, мы получим краткое изложение всего того, что телескоп смог открыть нам со времен Галилея.

Но гораздо больший интерес, чем сам факт их существования, представляет важный космический вопрос о строении, структуре и, прежде всего, долговечности системы колец. Астрономы часто используют термин «устойчивость» применительно к небесным системам, подобным системе колец Сатурна. Под этим они подразумевают постоянную долговечность. Система устойчива, если ее различные части могут сохранять свои нынешние взаимоотношения друг с другом, не нарушая ни одного из известных законов астрономии. Всякий раз, когда мы изучаем любую совокупность небесных объектов и пытаемся объяснить их движения и особенности, мы всегда ищем какое-то объяснение, не противоречащее продолжающемуся существованию рассматриваемых явлений. Для этого, возможно, нет достаточного философского основания. Вероятно, большая часть великого небесного шествия — лишь мимолетное зрелище, существующее лишь на мгновение в бесконечной перспективе космического времени.

Как бы то ни было, мы обязаны принять в качестве рабочей теории, что у Сатурна всегда были эти кольца и они всегда будут у него; и нам предстоит выяснить, как это возможно. Проблема была атакована математически различными астрономами, включая Лапласа; но окончательная математическая трактовка не была получена до 1857 года, когда Джеймс Клерк Максвелл мастерски доказал, что кольца не могут быть ни твердыми, ни жидкими. Он показал, действительно, что они не просуществовали бы долго, если бы были сплошными телами, подобными планетам. Большое твердое колесо неизбежно было бы разорвано на части любым небольшим возмущением, а затем низвергнуто на поверхность планеты. Поэтому кольца должны состоять из огромного количества мелких отдельных частиц, вращающихся вокруг Сатурна по отдельным орбитам, подобно множеству крошечных спутников.

После того как эта математическая теория системы колец была установлена, астрономы стали еще более стремиться получить ее визуальное подтверждение. У нас, действительно, была своего рода аналогия в собрании так называемых «малых планет» (стр. 64), которые, как известно, вращаются вокруг нашего Солнца по орбитам, расположенным между Марсом и Юпитером. Известно, что существуют сотни таких, и, вероятно, есть бесчисленное множество других, слишком малых, чтобы мы могли их увидеть. Такой рой крошечных частиц светящейся материи, безусловно, произвел бы впечатление сплошного твердого тела, если смотреть с расстояния, сопоставимого с тем, что отделяет нас от Сатурна. Но аргументы, основанные на аналогии, имеют сравнительно небольшую ценность.

Астрономам нужны прямые и убедительные телескопические доказательства, и их не хватало, пока Килер не сделал свое замечательное спектроскопическое наблюдение в 1895 году. Спектроскоп — это особый инструмент, отличающийся по принципу действия от любого другого, используемого в астрономии; мы изучаем с его помощью далекие объекты, анализируя свет, который они посылают нам, а не исследуя и измеряя детали их видимых поверхностей. Читатель вспомнит, что согласно современной волновой теории свет состоит просто из ряда волн. Теперь природа волн очень далека от понимания в народном сознании. Большинство людей, например, думают, что океанские волны состоят из огромных масс воды, катящихся по поверхности.

Это представление, несомненно, возникает из поведения волн, когда они разбиваются о берег, образуя то, что мы называем прибоем. Когда волна встречает неподвижное тело, подобное песчаному пляжу, волна разбивается, и вода действительно накатывается на пляж. Но это исключительный случай. Дальше от берега, где волны ничем не стеснены, они состоят просто из частиц воды, движущихся прямо вверх и вниз. Никакая часть воды не переносится простым волновым действием в сторону от той точки, над которой она находилась сначала.

Приливы или другие причины могут перемещать воду, но не простое волновое движение само по себе. Что это так, можно легко доказать. Если бросить щепку за борт корабля в море, будет видно, что она долго поднимается и опускается на волнах, но не перемещается. Точно так же ветровые волны часто бывают весьма заметны на поле зерновых; но они вызваны тем, что отдельные частицы зерна движутся вверх и вниз. Зерно, безусловно, не может перемещаться по земле, поскольку каждая частица прикреплена к своему стеблю.

Но хотя частицы не перемещаются, волновое возмущение перемещается. Временами оно передается на значительное расстояние от точки, где было впервые приведено в движение. Так, когда камень бросают в стоячую воду, возмущение (хотя и не вода) распространяется все расширяющимися кругами, пока, наконец, не становится слишком слабым для нашего восприятия. Свет — это как раз такое бегущее волновое возмущение. Начавшись, возможно, в какой-то далекой звезде, оно путешествует сквозь пространство, и, наконец, волна падает на наши глаза, как океанская волна, разбивающаяся о песчаный пляж. Такая световая волна воздействует на глаз каким-то таинственным образом. Мы называем это «видением».

Спектроскоп (стр. 21) позволяет нам измерять и считать волны, достигающие нас каждую секунду от любого источника света. Как бы далеко ни находился источник звездного света, спектроскоп исследует характер этого света и говорит нам количество волн, возникающих каждую секунду. Именно эта характеристика инструмента позволила нам сделать некоторые из самых замечательных наблюдений современности. Если далекая звезда приближается к нам в пространстве, до нас дойдет больше световых волн в секунду, чем мы получили бы от той же звезды в покое. Таким образом, если мы обнаружим с помощью спектроскопа, что волн слишком много, мы знаем, что звезда приближается; а если их слишком мало, мы можем с такой же уверенностью заключить, что звезда удаляется.

Килер смог применить спектроскоп таким образом к планете Сатурн и системе колец. Наблюдения требовали ловкости и навыков манипуляции при наблюдениях в высшей степени. Этими навыками Килер обладал; и эта его работа всегда будет считаться классическим наблюдением. Изучая световые волны от противоположных сторон планеты, он обнаружил, что светящийся шар вращается; ибо одна сторона приближалась к нам, а другая удалялась. Это наблюдение, конечно, соответствовало известному факту вращения Сатурна вокруг своей оси. Что касается колец, Килер таким же образом показал существование осевого вращения, которое, как ни странно, по-видимому, не было удовлетворительно доказано ранее. Но решающим моментом, установленным его спектроскопом, было то, что внутренняя часть колец вращается быстрее, чем внешняя.

Скорость вращения постепенно уменьшается от внутренней части к внешней. Этот факт абсолютно несовместим с движением твердого кольца; но он прекрасно согласуется с теорией кольца, состоящего из огромной совокупности мелких отдельных частиц. Таким образом, впервые астрономия получила в свое распоряжение наблюдательное определение природы колец Сатурна, и загадка Галилея решена навсегда.

ГЕЛИОМЕТР

Астрономические открытия всегда воспринимаются публикой с живым интересом. Каждый новый факт, прочитанный в великой открытой книге природы, жадно вписывается в книги людей. Ибо существует сильное любопытство узнать, как именно построен и управляется больший мир; и надо признать, что астрономы смогли удовлетворить это любопытство с немалой долей успеха. Но редко мы слышим о средствах, с помощью которых осуществляются последние и самые точные астрономические наблюдения. Популярное воображение рисует астронома, каким он, несомненно, когда-то был, пожилым джентльменом, обычно с длинной белой бородой, проводящим целые ночи, глядя в небо через телескоп.

Но факты сегодня совсем иные. Работающий астроном — это активный человек в расцвете сил, часто молодой человек. Он не тратит время на созерцание звезд. Его наблюдения состоят из точных измерений, сделанных в точной, систематической и почти деловой манере. Ночной «вахте» у телескопа редко позволяют превышать около трех часов, поскольку установлено, что более продолжительные усилия утомляют глаз и приводят к менее точным результатам. В этом, конечно, было много примечательных исключений, ибо выносливость зрения, как и любая форма физической силы, сильно различается у разных людей. Астрономические исследования не включают «выбор» созвездий и изучение арабских названий отдельных звезд. Эти вещи не лишены интереса; но они принадлежат к древней истории астрономии и малоценны, кроме как для развлечения и обучения последующих поколений любителей.

Среди инструментов для тщательно спланированных точных измерений гелиометр, вероятно, занимает первое место. Он одновременно является самым изысканно точным в своих результатах и самым утомительным для наблюдателя из всех разнообразных аппаратов, используемых астрономом. Принцип, от которого зависит его конструкция, очень своеобразен и применим ко всем телескопам, даже обычным для земных целей. Если часть линзы телескопа закрыть рукой, все равно будет возможно видеть через инструмент. Стеклянная линза на конце трубки, наиболее удаленном от глаза наблюдателя, помогает увеличивать далекие объекты и делать их кажущимися ближе, собирая в одну точку, или фокус, большее количество их света, чем могло бы быть собрано гораздо меньшей линзой в невооруженном глазе.

Телескоп можно было бы очень правильно сравнить с увеличенным глазом, который может видеть больше, чем мы, просто потому, что он больше. Если линза телескопа имеет поверхность в сто раз больше, чем линза в нашем глазу, она соберет и сфокусирует в сто раз больше света от далекого объекта. Теперь, если какая-либо часть этого телескопа будет закрыта, оставшаяся часть, тем не менее, будет собирать и фокусировать свет точно так же, как если бы вся линза была в действии; только в фокусе внутри трубки будет собрано меньше света. Маленькая линза на окулярном конце телескопа — это просто увеличитель, помогающий нашему глазу изучать изображение любого далекого объекта, сформированное в фокусе большой линзой на дальнем конце инструмента. Ибо именно такого простого характера работа любого телескопа: большая стеклянная линза на одном конце собирает свет далекой планеты и приводит его в фокус около другого конца трубки, где она формирует крошечное изображение планеты, которое, в свою очередь, исследуется маленьким увеличителем на окулярном конце.