ПРИМЕЧАНИЕ ПЕРЕВОДЧИКА

Очевидные опечатки и пунктуационные ошибки были исправлены после тщательного сопоставления с другими фрагментами текста и обращения к внешним источникам.

Более подробную информацию можно найти в конце книги.

ПРАКТИЧЕСКИЕ БЕСЕДЫ АСТРОНОМА

The Moon.   First Quarter.
Photographed by Loewy and Puiseux, February 13, 1894.

ПРАКТИЧЕСКИЕ БЕСЕДЫ АСТРОНОМА

ГАРОЛЬД ДЖЕКОБИ, АДЪЮНКТ-ПРОФЕССОР АСТРОНОМИИ КОЛУМБИЙСКОГО УНИВЕРСИТЕТА

С ИЛЛЮСТРАЦИЯМИ

НЬЮ-ЙОРК, CHARLES SCRIBNER'S SONS, 1902

Авторское право, 1902 г., CHARLES SCRIBNER'S SONS

Published, April, 1902

TROW DIRECTORY PRINTING AND BOOKBINDING COMPANY, НЬЮ-ЙОРК

ПРЕДИСЛОВИЕ

Настоящий том не задумывался как систематический трактат по астрономии. Существует множество превосходных книг такого рода, подходящих как для серьезных студентов, так и для широкого круга читателей; однако они неизбежно несколько сухи и непривлекательны, поскольку должны стремиться к полноте изложения. Полнота означает детализацию, а детализация означает сухость.

Но астрономия содержит темы, которые допускают обособленное рассмотрение; и поскольку многие из них представляют наибольший общий интерес, показалось целесообразным выбрать несколько и описать их языком, свободным от технических сложностей. Есть надежда, что книга окажется полезной для тех, кто не желает тратить время, необходимое для изучения астрономии в целом, но может с удовольствием уделить полчаса время от времени отдельному очерку на специальную тему.

Подготовка книги в таком виде сделала ее пригодной для предварительной публикации в периодических изданиях; и все эти очерки действительно были напечатаны ранее. Но намерение собрать их в книгу учитывалось с самого начала; и хотя не предпринималось попыток добиться последовательности, есть надежда, что в книгу не вошло ничего, имеющего лишь сиюминутную ценность.

CONTENTS

| PAGE
Navigation at Sea | 1
The Pleiades | 10
The Pole-Star | 18
Nebulæ | 27
Temporary Stars | 37
Galileo | 47
The Planet of 1898 | 58
How to Make a Sun-Dial | 69
Photography in Astronomy | 81
Time Standards of the World | 111
Motions of the Earth's Pole | 131
Saturn's Rings | 140
The Heliometer | 152
Occultations | 161
Mounting Great Telescopes | 170
The Astronomer's Pole | 184
The Moon Hoax | 199
The Sun's Destination | 210

ИЛЛЮСТРАЦИИ

The Moon. First Quarter Photographed by Loewy and Puiseux, February 13, 1894. | Frontispiece
| FACING PAGE  
Spiral Nebula in Constellation Leo Photographed by Keeler, February 24, 1900. | 26
Nebula in Andromeda Photographed by Barnard, November 21, 1892. | 28
The "Dumb-Bell" Nebula Photographed by Keeler, July 31, 1899. | 34
Star-Field in Constellation Monoceros Photographed by Barnard, February 1, 1894. | 84
Solar Corona. Total Eclipse Photographed by Campbell, January 22, 1898; Jeur, India. | 108
Forty-Inch Telescope, Yerkes Observatory | 170
Yerkes Observatory, University of Chicago | 176

ПРАКТИЧЕСКИЕ БЕСЕДЫ АСТРОНОМА

МОРСКАЯ НАВИГАЦИЯ

Некоторое время назад автору довелось порыться в архивах Королевского астрономического общества в Лондоне, чтобы, если возможно, ознакомиться с оригинальными рукописями, оставленными Стивеном Грумбриджем, английским астрономом старой закалки, скончавшимся в 1832 году. Было известно, что около поколения назад их привел в порядок покойный сэр Джордж Эри, занимавший пост Королевского астронома Англии с 1835 по 1881 год. После долгих поисков была найдена и открыта большая пыльная коробка. Она была наполнена документами, самый верхний из которых был написан рукой сэра Джорджа и начинался примерно так:

«Список предметов, находящихся в этой коробке.

№ 1, Этот список, № 2 и т. д.»

Астрономическая точность не может идти дальше: он внес в список даже сам список. Поистине, Эри справедливо называли «принцем педантов». Достойный Королевский астроном, он действовал согласно королевскому указу Карла II, который учредил эту должность в 1675 году. По сей день этот указ вменяет в обязанность Королевскому астроному Его Величества «применять с величайшей тщательностью и усердием все усилия для исправления таблиц движения небесных тел и положений неподвижных звезд, дабы найти столь желанную долготу в море для совершенствования искусства навигации».

«Столь желанная долгота в море» — вещь, безусловно, чрезвычайно важная для такой морской державы, как Англия. И лишь в сравнительно недавние времена стало возможным и легким безопасно и удобно совершать на судах дальние плавания. Автор был хорошо знаком со старым нью-йоркским капитаном, который командовал одним из первых трансатлантических пароходов и скончался всего несколько лет назад. У него был богатый запас морских баек, готовых к рассказу, если бы он только нашел того, кто, подобно ему, знал и любил океан. В его ранние годы в море лишь самые богатые капитаны владели хронометрами. Сейчас этот инструмент считается незаменимым в навигации, но в то время это было новое, очень редкое и дорогое изобретение. Во время одного из рейсов из Англии в Рио-де-Жанейро в Южной Америке старый капитан вспоминал следующий странный метод навигации: корабль шел по компасу на юг и запад, более или менее, пока антикварный квадрант шкипера не показывал, что они достигли широты Рио. Затем они поворачивали на курс строго на запад по компасу и устремлялись к Рио, полагаясь на впередсмотрящего, чтобы корабль не сел на мель. Ибо по прошествии определенного времени, не зная долготы, они не могли знать, увидят ли они землю через час или через шесть недель. Мы рады возможности зафиксировать эту историю, ибо недалек тот день, когда не останется в живых ни одного человека, который помнил бы, как корабли пересекали моря в добрые старые времена до появления хронометров.

Любой, кому доводилось быть пассажиром современного трансатлантического лайнера, знает, какой важной и внушительной фигурой является шкипер в мундире с латунными пуговицами. Совсем другое дело — видеть его на палубе корабля, нежели встретить скромного моряка на берегу, одетого в свою береговую одежду. Но достоинство капитана заключается не только в латунных пуговицах и золотом галуне. За ним стоит мощная поддержка глубокой, восхитительной тайны. Именно он «снимает солнце» в полдень и определяет путь корабля в море. И, по правде говоря, если рассматривать это как научный эксперимент, ведение судна через неразмеченный, бездорожный океан не имеет равных во всей области человеческих знаний. Наша цель здесь — вкратце объяснить, каким образом достигается эта кажущаяся невозможность. Мы не сможем вдаваться в подробности, достаточные для того, чтобы читатель мог сразу же отправиться в путь и управлять великолепным пароходом. Но мы надеемся несколько уменьшить ту малую часть огромного достоинства капитана, которая зависит от его таинственных манипуляций с секстантом.

Начнем, собственно, с самого секстанта. Это всего лишь инструмент, с помощью которого мы можем измерить высоту солнца над горизонтом. Всем известно, что солнце медленно поднимается по небу утром, достигает своей наибольшей высоты в полдень, а затем снова медленно опускается во второй половине дня. Капитан просто начинает наблюдать за солнцем через секстант незадолго до полудня и продолжает до тех пор, пока не обнаружит, что солнце только начинает опускаться. Это и есть момент полудня на корабле. Капитан быстро бросает взгляд на хронометр или выкрикивает «полдень» офицеру, находящемуся рядом с этим инструментом. И таким образом ошибка хронометра становится известной здесь и сейчас без каких-либо дальнейших астрономических расчетов. Мореплаватели также могут определить ошибку хронометра с помощью наблюдений секстантом, когда солнце находится далеко от полудня. Методы этого несколько менее просты, чем для полуденного наблюдения; они относятся к деталям навигации, в которые мы здесь не можем углубляться.

Кстати, капитан также отмечает с помощью секстанта, какой высоты было солнце во время полуденного наблюдения. В его таинственной «штурманской рубке» есть печатные астрономические таблицы, которые сообщают ему, в какой земной широте солнце будет иметь именно такую высоту в этот конкретный день года. Таким образом, земная широта становится известной довольно легко, и если бы капитан мог получить еще и свою долготу, он знал бы точно, где находится его корабль в этот день в полдень.

Мы видели, что наблюдения секстантом дают ошибку хронометра по судовому времени. Другими словами, капитан располагает точным местным временем в том месте, где фактически находится корабль. Теперь, если бы у него было также точное время в этот момент для какого-либо известного места на берегу, он знал бы разницу во времени между этим местом на берегу и кораблем. Но каждый путешественник по суше или по морю знает, что всегда существует разница во времени между разными местами на Земле. Если часы верны при выезде из Нью-Йорка, например, они будут сильно спешить по прибытии в Чикаго или Сан-Франциско; чем дальше вы едете, тем больше становится ошибка ваших часов. Фактически, если бы вы могли выяснить, насколько ошибаются ваши часы, вы бы в некотором смысле знали, как далеко на восток или запад вы переместились.

Теперь хронометр капитана настраивается на точное «гринвичское время» на берегу перед тем, как корабль покидает порт. Поскольку его наблюдения затем показывают ему, насколько оно неверно в этот конкретный день и в этом конкретном месте, где находится корабль, он сразу узнает, как далеко он переместился на восток или запад от Гринвича. Другими словами, он знает свою «долготу от Гринвича», ибо долгота — это не что иное, как расстояние от Гринвича в направлении восток-запад, точно так же, как широта — это лишь расстояние от экватора, измеренное в направлении север-юг. Гринвичская обсерватория обычно выбирается в качестве точки отсчета для измерения долгот, поскольку она является почти старейшим из существующих астрономических учреждений и принадлежит самой известной морской державе — Англии.

Один из самых интересных эпизодов в истории астрономии связан с этим вопросом о долготе. Из сказанного ясно, что долгота корабля будет получена правильно только в том случае, если хронометр показывал точное время с момента отхода корабля из порта. Даже очень небольшая ошибка хронометра приведет к ошибке в долготе на многие мили, и мы легко можем понять, что крайне трудно создать механическое устройство, способное сохранять точное время, подвергаясь качке и килевой качке судна в море.

Лишь в 1736 году был успешно завершен первый инструмент, способный показывать в море время, близкое к точному. Это была работа английского часовщика по имени Джон Харрисон, и это одно из немногих великих научных достижений, которыми мир обязан желанию получить денежный приз. По-видимому, в 1714 году Палата общин назначила комитет, в состав которого входил не кто иной, как сам сэр Исаак Ньютон, чтобы рассмотреть целесообразность предложения государственной поддержки для изобретения способа определения долготы в море. Наконец, британское правительство предложило награду в 50 000 долларов за инструмент, который определял бы долготу с точностью до шестидесяти миль; 75 000 долларов — если до сорока миль, и 100 000 долларов — если до тридцати миль. Хронометр Харрисона был закончен в 1736 году, но окончательную выплату приза он получил только в 1764 году.

Мы не будем вдаваться в подробный рассказ о досадных задержках и официальных процедурах, которым он был вынужден подчиняться в течение этих двадцати восьми долгих лет. Приятно сознавать, что Харрисон дожил до получения заработанных им денег. У него был гений планировать и осваивать сложные механические детали, но, возможно, ему в некоторой степени не хватало способности языком и пером донести их до других. Возможно, именно поэтому он так мало известен, хотя ему выпала удача внести столь значительный и существенный вклад в совершенствование современной навигации. Будем надеяться, что это краткое упоминание послужит тому, чтобы вернуть его память из забвения хотя бы на миг; чтобы мы не напрасно писали о той долготе, которой была посвящена его жизнь.

ПЛЕЯДЫ

Воспетое в легендах, прославленное ранними менестрелями Персии и Индостана;

«— словно рой светлячков, запутавшихся в серебряной косе»;

это далекое туманное облачко Плеяд всегда пленяло и удерживало воображение людей. Но не только для вдохновения поэтов, для превращения фантазии в песню семь дочерей Атланта были закреплены на небосводе. Проблемы, которые эта группа звезд ставит перед непредвзятым научным исследователем, являются одними из самых интересных в астрономии. Их решение все еще очень неполное, но то, что мы уже узнали, можно по праву считать одной из богатейших находок, принесенных наукой из сокровищницы секретов Природы.

Истинным исследователем астрономии движет не просто вульгарное любопытство выведать скрытое. Если он ищет скрытые пружины, приводящие в движение сложный видимый механизм небес, то делает это потому, что его воображение возбуждено величием того, что он видит; и глубоко внутри него пробуждается истинная любовь художника к своему искусству. Ибо астрономия — это действительно высокое искусство.

Не могло быть случайностью то, что Плеяды сгруппировались среди других звезд. Люди с обычным зрением видят в скоплении лишь полдюжины отдельных объектов; те, у кого более острое зрение, могут насчитать четырнадцать; но только когда мы применяем проникающую способность телескопа, мы осознаем необычайный масштаб, в котором построена система Плеяд. С помощью парижского инструмента Вольф в 1876 году каталогизировал 625 звезд в этой группе; а тщательное фотографическое исследование Генри в 1887 году выявило не менее 2326 отдельных звезд внутри и вблизи тонкой марли туманного вещества, которое всегда является столь заметной особенностью Плеяд.

Средства, находящиеся в нашем распоряжении для изучения звездных расстояний, весьма слабы. Только для очень небольшого числа звезд мы смогли получить хотя бы приблизительную оценку расстояния. Самые мощные наблюдательные приборы, даже направляемые испытанным мастерством опыта, не смогли прозондировать глубочайшие глубины космоса. Звезды Плеяд относятся к тем, для которых еще не было произведено измерение расстояния, поэтому мы не знаем, все ли они одинаково удалены от нас. Мы видим их спроецированными на темный фон небесного свода; но мы не можем сказать на основе фактических измерений, все ли они расположены вблизи одной и той же точки в пространстве. Может быть, некоторые из них неизмеримо ближе к нам, чем основная масса их спутников; возможно, мы смотрим сквозь скопление на другие, находящиеся далеко позади него, цепляющиеся, так сказать, за самую окраину видимой Вселенной.

Далее мы найдем доказательства того, что нечто подобное действительно имеет место. Но ни при каких обстоятельствах не разумно предполагать, что вся совокупность звезд может быть вытянута на всевозможных расстояниях вблизи прямой линии, указывающей в направлении видимого скопления. Такое распределение, возможно, и остается в числе вероятностей, пока мы не можем напрямую измерить фактические расстояния до отдельных звезд. Но наука никогда не принимает простую возможность, против которой мы можем выдвинуть веские косвенные доказательства. Мы можем заключить на общих принципах, что собрание этих многих объектов в единое тесное скопление указывает на общность происхождения и интересов.

Значит, Плеяды действительно принадлежат друг другу. Какова природа их взаимной связи? В чем их тайна, и можем ли мы ее разгадать? Самая очевидная теория, конечно, подсказывается тем, что мы знаем как истину в нашей собственной Солнечной системе. Мы обязаны Ньютону прекрасной концепцией гравитации, тем уникальным законом, с помощью которого астрономы смогли привести в идеальный порядок кажущуюся путаницу планетарных эволюций. Закон, по сути, сводится к следующему: все объекты, подвешенные в пустоте космоса, притягивают или тянут друг друга. Как они могут делать это без видимой соединительной связи между ними — это тайна, которая, возможно, всегда останется неразгаданной. Но, будучи тайной, мы должны принять ее как установленный факт. Именно это притяжение гравитации удерживает вместе Солнце и планеты, заставляя их всех следовать своими должными и правильными путями и таким образом продолжать движение в течение непрерывного цикла, пока великий выживший, Время, не перестанет существовать.

Это же гравитационное притяжение должно действовать и среди Плеяд. У них тоже, как и у нас, должны быть установлены и переплетены границы и орбиты, обращения и вращения, гораздо более сложные, чем те, что известны Солнечной системе. Визуальное открытие такого вращательного движения среди Плеяд можно назвать одной из насущных проблем современной астрономии. Мы уверены, что время созрело и что открытие фактически совершается в настоящий момент: ибо поколение людей — это не слишком большой период, чтобы называть его моментом, когда мы имеем дело с космическим временем.

Действительно, именно нехватка наблюдений, охватывающих достаточное количество столетий, удерживает нас от получения желанного результата. Плеяды так далеко от нас, что мы не можем быть уверены в изменениях среди них. Величины всегда относительны. Неважно, насколько велики фактические движения; если они чрезвычайно малы по сравнению с нашим расстоянием, они должны сжиматься до ничтожности в наших глазах. Дрожащие на грани невидимости, неуловимые, они находятся в той пограничной области, где наука пока только нащупывает свой путь, хотя и уверена, что путь существует.

Основы точного современного знания об этой группе были заложены Бесселем около 1840 года. Со скромностью, характерной для великих, он довольно просто говорит, что произвел ряд измерений Плеяд, полагая, что может наступить время, когда астрономы смогут найти какие-то доказательства движения. Этим непритязательным образом он предваряет то, что до сих пор является классическим образцом точности и тщательности в работе такого рода. Бессель расчистил почву для изучения межзвездного движения внутри тесных звездных скоплений; и вполне вероятно, что только с помощью такого изучения мы можем надеяться доказать универсальность закона гравитации в космическом пространстве.

Проницательность Бесселя в прогнозировании направления будущих исследований была полностью подтверждена работой Элкина в 1885 году в Йельском колледже. Снабженный более современным инструментом, но похожим на инструмент Бесселя, Элкин смог повторить его наблюдения с небольшим увеличением точности. Было убедительно показано, что движения за сорок пять лет, достаточно значительные, чтобы намекнуть на грядущие возможности, существуют. Во всяком случае, шесть звезд были довольно уверенно исключены из группы из-за их своеобразных движений, показанных исследованием Элкина. Возможно, они просто видны на фоне через промежутки самого скопления, или же они могут быть подвешены между нами и Плеядами, в любом случае не имея реальной связи с группой. Наконец, эти наблюдения делают достаточно вероятным то, что многие из оставшейся массы звезд действительно составляют единое целое в пространстве. Астрономы грядущего поколения снова повторят работу Бесселя. В настоящее время мы смогли использовать его метод только для отделения от истинных Плеяд случайных звезд, которые случайно оказались в том же направлении. Будем надеяться, что человек просуществует на этой земле достаточно долго, чтобы увидеть, как сгруппированные звезды начнут и осуществят такие вращения, которые навязывает гравитация.

Они, несомненно, будут такого рода, который даже не предполагается меньшими сложностями нашей Солнечной системы. Ибо самое удивительное в Плеядах, по-видимому, указывает на сложность структуры, детали которой могут быть предназначены поколебать уверенность глубочайшего математика. Существует необычайная туманная конденсация, которая, кажется, пронизывает все пространство, занимаемое звездными компонентами группы. Звезды плавают в настоящем море светящегося облака. Есть тонкие, разреженные места, а есть сгущающиеся вихри материала, несомненно, все еще находящиеся в газообразной или пластической стадии. Наиболее заметны некоторые почти прямые линии туманности, которые соединяют серии звезд. В одном случае, показанном на фотографии, сделанной Генри в Париже, шесть звезд вытянуты вдоль такой туманной линии. Мы могли бы дать волю фантазии и увидеть в этом результат какого-то грандиозного извержения газообразного вещества, которое уже начало затвердевать здесь и там в звездные ядра. Но здравая наука не дает слишком большой свободы простым спекулятивным теориям. Ее долг был найден в тихих исследованиях, и ее величайшие награды проистекали из творческих спекуляций только тогда, когда они были смягчены чистым разумом.

ПОЛЯРНАЯ ЗВЕЗДА

Одним из самых блестящих наблюдений последних нескольких лет является недавнее открытие Кэмпбеллом тройного характера этой звезды. Столетия и столетия назад, когда астрономия, этот почтенный старец среди наук, была еще младенцем, Полярная звезда, должно быть, считалась самым старым из наблюдаемых небесных тел. Вначале она была единственным верным проводником навигатора ночью, точно так же, как по сей день она является краеугольным камнем для всей наблюдательной звездной астрономии точности. В истории астрономии не было времени, когда Полярную звезду нельзя было бы назвать самым часто измеряемым объектом в ночном небе. Поэтому действительно странно, что мы обнаруживаем нечто совершенно новое о ней после всех этих веков изучения.

Но важность открытия покоится на более прочном фундаменте, чем этот. Метод, с помощью которого оно было сделано, является почти новым в науке. Поколение назад люди думали, что «совершенная наука», как мы любим называть астрономию, может продвигаться только путем небольшого увеличения точности наблюдений. Цитадель совершенной истины могла быть более тесно осаждена; силы науки могли продвигаться шаг за шагом; механизм исследований мог быть усилен, но то, что будет обнаружен новый двигатель исследования, способный проникать туда, куда не может достичь ни один телескоп, — это, действительно, казалось далеко за пределами самых живых надежд науки. Даже изобретатель спектроскопа никогда не мог мечтать о его возможностях, никогда не мог предвидеть его успехов, его триумфов.

Само название этого инструмента внушает тайну популярному уму. Он сразу же заносится в число вещей, слишком трудных, слишком запутанных, слишком абстрактных для понимания. Тем не менее, в своих основах нет ничего в спектроскопе, что нельзя было бы прояснить в нескольких словах. Даже современная «волновая теория» самого света ужасна только длиной своего названия. Любой, кто видел, как волны океана катятся, катятся и снова катятся на берег, может составить очень хорошее представление о том, как движется свет. Это просто такая же серия катящихся волн; начатых, возможно, от какого-то блестящего созвездия далеко на ограничивающих границах видимой Вселенной, или, возможно, исходящих от скромного света на столе студента; тем не менее, это никогда не бывает ничем иным, как последовательностью катящихся волн. Только, в отличие от морских волн, световые волны все чрезмерно малы. Мы назвали бы большую волну той, чья длина составляла одну двадцатитысячную дюйма!

Теперь человеческий глаз обладает свойством принимать и понимать эти маленькие волны. Процесс этот бессознательный. Пусть только набор этих крошечных волн нахлынет, так сказать, из огромного океана космоса и упадет на глаз, и все явления света и цвета станут тем, что мы называем «видимыми». Мы видим свет.

И как все это находит применение в астрономии? Не вдаваясь слишком сильно в технические детали, мы можем сказать, что спектроскоп — это инструмент, который позволяет нам измерять длину этих световых волн, хотя их длина чрезвычайно мала. Действительно, прошли те времена, когда то, что поэты любят называть Книгой Природы, было напечатано шрифтом, который мог быть прочитан глазом без посторонней помощи. Телескоп, микроскоп и спектроскоп теперь необходимы тому, кто хочет проникнуть в любые секреты Природы. Но измерения с помощью телескопа, как и наблюдения глазом, строго ограничены определением направлений, в которых мы видим небесные тела. С самого начала времен, когда старый Гиппарх и Улугбек предприняли первые грубые, но успешные попытки каталогизировать звезды, глаз и телескоп могли измерять только такие направления. Мы наводим телескоп на звезду и записываем направление, в котором он был нацелен. Расстояния в астрономии никогда не могут быть измерены напрямую. Все, что мы знаем о них, было получено расчетами, основанными на ньютоновском законе гравитации и наблюдениях направлений.

Теперь спектроскоп, кажется, предлагает своего рода исключение из этого правила. Предположим, мы можем измерить длины волн света, посланного нам звездой. Предположим снова, что сама звезда быстро движется к нам через пространство, постоянно приводя в движение волны света, которые в конечном итоге должны достичь ожидающего астронома. Очевидно, что световые волны будут несколько сжаты из-за движения звезды. Больше волн в секунду достигнет нас, чем было бы получено от звезды в покое. Это как если бы световые волны были немного сжаты или укорочены. А если звезда удаляется от нас, вместо того чтобы приближаться, произойдут противоположные эффекты. Нам остается только сравнить спектроскопически звездный свет с каким-либо искусственным источником света в обсерватории, чтобы выяснить, приближается ли звезда к нам или удаляется. И с помощью простого процесса расчета это звездное движение может быть получено в милях в секунду. Таким образом, мы теперь можем фактически измерить напрямую, в некотором смысле, линейную скорость в звездном пространстве, хотя мы все еще лишены средств для прямого определения звездных расстояний.

Но самое удивительное во всех этих спектроскопических измерениях — это тот факт, что не имеет никакого значения, как далеко находится наблюдаемая звезда. То, что мы узнаем через спектроскоп, исходит из изучения самих волн, и не имеет значения, как далеко они прошли или как долго они были в пути. Ибо не следует полагать, что эти волны не тратят времени на прохождение от далекой звезды к нашей собственной Солнечной системе. Это правда, что они движутся чрезвычайно быстро; конечно, 180 000 миль в секунду можно назвать быстрым движением. Но если эта космическая скорость света огромна, то и космические расстояния соответственно огромны. Свет должен двигаться быстро, приходя от звезды, ибо даже при той скорости движения, которую мы упомянули, ему требуется много лет, чтобы достичь нас от некоторых из более далеких созвездий. Хорошо было сказано, что наблюдатель на какой-то далекой звезде, если бы он был наделен силой видеть на любом расстоянии, как бы велико оно ни было, мог бы в этот момент смотреть на крестоносцев, направляющихся из Европы против сарацинов в Иерусалиме. Ибо вполне возможно, что только сейчас свет, который сделал бы Землю видимой, имел время достичь его. И все же, как бы далек ни был такой наблюдатель, свет от звезды, на которой он стоял, мог быть измерен в спектроскопе и безошибочно сказал бы нам, приближаются ли Земля и звезда в пространстве или постепенно удаляются друг от друга.

Полярная звезда не является одной из более далеких звездных систем. Мы не знаем очень точно, как далеко она от нас, но, безусловно, не менее сорока или пятидесяти лет необходимо для того, чтобы ее свет достиг нас. Звезда могла прекратить свое существование двадцать лет назад, а мы бы еще не знали об этом, ибо мы все еще получали бы свет, который начал свое долгое путешествие к нам около 1850 или 1860 года. Но независимо от того, каково может быть ее расстояние, Кэмпбелл обнаружил путем тщательных наблюдений, сделанных в конце 1896 года, что Полярная звезда тогда приближалась к Земле со скоростью около двенадцати миль в секунду. До сих пор не было ничего особенно примечательного. Но в августе и сентябре текущего года были сделаны двадцать шесть тщательных определений, и они показали, что теперь скорость приближения варьировалась между пятью и девятью милями в секунду. Еще более удивительно, что в изменениях скорости был равномерный период. Примерно за четыре дня скорость движения менялась от пяти до девяти миль и обратно. И это изменение продолжалось с большой регулярностью. Каждый последующий период в четыре дня видел полный цикл изменения скорости вперед и назад между теми же пределами. Может быть только одно разумное объяснение. Эта звезда должна быть двойной или «бинарной» звездой. Два компонента под влиянием мощного взаимного гравитационного притяжения должны вращаться по могучей орбите. И все же эта огромная орбита в целом, с двумя великими звездами в ней, должна все время приближаться к нашей части Вселенной. Ибо спектроскоп показывает, что скорость приближения увеличивается и уменьшается, действительно, но она всегда присутствует. Здесь, следовательно, эта великая звездная система, имеющая собственное четырехдневное обращение, и все же быстро несущаяся через пространство в нашем направлении. И это еще не все. Одна из компонентных звезд должна быть почти или совсем темной; иначе ее присутствие было бы безошибочно обнаружено нашими инструментами.

А теперь мы подходим к самому удивительному. Как получается, что средняя скорость приближения «четырехдневной системы» в целом изменилась между 1896 и 1899 годами? В 1896 году была определена только эта скорость всей системы, четырехдневный период оставался нераскрытым до более многочисленных наблюдений 1899 года. Но даже без учета четырехдневного периода, изменяющаяся скорость всей системы предлагает одну из тех проблем, которые точная наука может решать только с помощью воображения. Должен быть какой-то другой великий центр притяжения, какой-то космический гигант, удерживающий видимую двойную Полярную звезду под своим контролем. Таким образом, то, что мы видим и называем Полярной звездой, в действительности прокладывает свой путь вокруг третьего и величайшего члена системы, самого расположенного в пространстве, мы не знаем где.

Spiral Nebula in Constellation Leo.
Photographed by Keeler, February 24, 1900.
Exposure, three hours, fifty minutes.

ТУМАННОСТИ

Разбросанные здесь и там среди звезд находятся определенные пятна слабого свечения, называемые астрономами туманностями. Эти «маленькие облака» тонкого света являются одними из самых захватывающих из всех калейдоскопических явлений небес; ибо достаточно одного взгляда на одно из них, чтобы получить впечатление, что перед нами материал, из которого сделаны миры. Все наше знание Природы заставляет нас ожидать в ее законченной работе результат серии постепенных процессов развития. Высокоорганизованные явления, такие как те, что существуют в нашей Солнечной системе, не возникли в совершенстве в одно мгновение. Влиятельные силы, легко вообразимые, но трудные для определения, должны были направлять медленную, верную трансформацию элементарного вещества в Солнце и планеты, вещи и людей. Поэтому изучение этих сил и их вероятного воздействия на туманный материал всегда вызывало сильное влечение у острейших мыслителей среди людей точной науки.

Наши знания о туманностях бывают двух видов — те, что были установлены путем наблюдений относительно их внешнего вида, размера, распределения и расстояния; и те, что основаны на гипотезах и теоретических рассуждениях о конденсации звездных систем из туманных масс. Так случилось, что наш наблюдательный материал получил очень важное дополнение совсем недавно благодаря применению фотографии к изображению туманностей, и это мы опишем далее.

Только две туманности видны невооруженным глазом. Более яркая из них находится в созвездии Андромеды; она имеет овальную или эллиптическую форму и имеет отчетливую центральную конденсацию или ядро. На фотографии Робертса она кажется имеющей несколько концентрических колец, окружающих собственно туманность, и создает общее впечатление плоского круглого диска, сокращенного в овальную форму из-за того, что положение наблюдателя не перпендикулярно поверхности диска. Самые последние фотографии этой туманности, сделанные с помощью трехфутового зеркального телескопа Ликской обсерватории, выявляют тот факт, что она действительно имеет спиральную форму и что внешние туманные кольца являются лишь частями спиралей в великом космическом вихре.

Nebula in Andromeda.
Lower object in the photograph is a Comet.
Photographed by Barnard, November 21, 1892.

Эта туманность Андромеды — та самая, в которой появилась временная звезда 1885 года. Она вспыхнула довольно внезапно вблизи видимого центра туманности и оставалась в поле зрения в течение шести месяцев, в конечном итоге исчезнув за пределами досягаемости наших самых мощных телескопов. Почти нет сомнений, что звезда действительно находилась в туманности, а не просто была видна сквозь нее, хотя в действительности была расположена в крайней внешней части пространства на расстоянии, неизмеримо большем, чем то, что отделяет нас от самой туманности. Такое случайное наложение туманности и звезды могло быть даже вызвано внезапным накалом новой звезды между нами и туманностью. В таком случае мы увидели бы звезду, спроецированную на поверхность туманности, так что наложение было бы идентично фактически наблюдаемому. Поэтому, хотя, действительно, возможно, что звезда могла быть либо далеко позади туманности, либо перед ней, мы должны принять как более вероятное предположение, что между ними существовала реальная связь. В таком случае почти нет сомнений, что мы фактически наблюдали один из тех катаклизмов, которые отмечают последовательные шаги космической эволюции. У нас нет полностью удовлетворительной теории, объясняющей такую взрывную катастрофу внутри тела самой туманности.

Другая видимая невооруженным глазом туманность находится в созвездии Ориона. В телескопе это, возможно, более поразительный объект, чем туманность Андромеды; ибо она не имеет четко определенной геометрической формы, а состоит из огромной массы света странной формы, заключающей и окружающей ряд звезд. Она, несомненно, имеет очень сложную структуру и поэтому менее легко изучается и объясняется, чем туманности более простой формы. Нет сомнений, что туманность Ориона состоит из светящегося газа, а не просто является скоплением маленьких звезд, слишком многочисленных и слишком близких друг к другу, чтобы их можно было разделить даже в наших самых мощных телескопах. Действительно, до сорока лет назад предполагалось, что все туманности — это просто неразрешимые звездные скопления; но теперь у нас есть неоспоримые доказательства, полученные с помощью спектроскопа, что многие туманности состоят из настоящих газов, подобных тем, с которыми мы экспериментируем в химических лабораториях. Это спектроскопическое доказательство газообразного характера туманностей — одно из важнейших открытий, внесенных этим инструментом в наш небольшой запас фактов о структуре звездной Вселенной.

Переходя теперь к меньшим туманностям, мы находим большое разнообразие форм и внешнего вида. Некоторые из них кольцеобразные, возможно, имеющие менее яркую туманность внутри кольца. Многие показывают центральную конденсацию дискообразного вида (планетарные туманности) или просто имеют звезду в центре (туманные звезды). Всего около десяти тысяч таких объектов было каталогизировано последовательными поколениями астрономов со времени изобретения телескопа, и большинство из них были описаны как овальные по форме. Теперь мы уже упоминали о важном дополнении к нашим знаниям о туманностях, полученном недавними фотографическими наблюдениями; и это дополнение состоит в открытии того, что большинство этих овальных туманностей в действительности являются спиралями. Действительно, кажется, что спиральный тип является нормальным типом, а туманности неправильных или других форм являются исключениями из общего правила. Даже великая туманность Андромеды, как мы видели, теперь признана спиралью.

Инструмент, с помощью которого была обнаружена ее конволютная структура, — это трехфутовый зеркальный телескоп, изготовленный Коммоном из Англии и ныне установленный в Ликской обсерватории в Калифорнии. Покойный профессор Килер посвятил много своего времени фотографированию туманностей в течение последних года или двух. Он смог установить важный факт, только что упомянутый, что большинство туманностей, которые раньше считались просто овалами, оказываются спиральными, когда попадают под более тщательное изучение фотографической пластинки, примененной в фокусе телескопа большого размера, с экспозицией к слабому туманному свету, длящейся три или четыре часа подряд.

Многие из спиралей имеют более чем один виток. Это как если бы кто-то прикрепил ряд очень гибких стержней к оси, как спицы колеса без обода, а затем быстро вращал ось. Гибкие стержни изгибались бы при быстром вращении и образовывали серию спиральных кривых, не очень отличающихся от многих из этих туманностей. Действительно, невозможно избежать убеждения, что эти великие небесные вихри вращаются вокруг оси. И в изучении роста миров наиболее важно признать, что типовой образец — это вращающаяся спираль. Поэтому вращающийся сплюснутый шар раскаленного вещества, постулируемый небулярной гипотезой Лапласа, сделал бы нашу Солнечную систему исключительным миром, а не типом звездной эволюции в целом.

Фотографии Килера научили нас еще одному. Едва ли найдется хоть один из его негативов, который не показывал бы туманности, ранее не каталогизированные. Подсчитано, что если бы этот процесс фотографирования можно было расширить так, чтобы охватить все небо, общее число туманностей достигло бы ошеломляющего итога в 120 000; и из них подавляющее большинство были бы спиральными.

Когда мы подходим к вопросу о распределении туманностей в разных частях неба, как это показано их каталогизированными положениями, мы сталкиваемся с любопытным фактом. Оказывается, область в окрестностях Млечного Пути особенно бедна туманностями, тогда как эти объекты, по-видимому, скапливаются в гораздо больших количествах вокруг тех точек неба, которые наиболее удалены от Млечного Пути. Но мы знаем, что Млечный Путь богаче звездами, чем любая другая часть неба, поскольку он, по сути, состоит из звездных тел, сгруппированных так тесно, что почти невозможно увидеть пространство между ними в более плотных частях. Теперь, не может быть результатом случайности то, что звезды стремятся собраться в Млечном Пути, в то время как туманности стремятся занять положение как можно дальше от него. Какова бы ни была причина, мы должны заключить, что звездная система, какой мы ее видим, в целом построена по единому плану и не состоит из серии вселенных, разбросанных случайным образом по всему пространству. Если мы должны предположить, что туманности превращаются в звезды в результате конденсации или любого другого изменения, то неудивительно найти минимум туманностей там, где есть максимум звезд, поскольку туманности будут, так сказать, поглощены при формировании звезд.

The "Dumb-Bell" Nebula.
Photographed by Keeler, July 31, 1899.
Exposure, three hours.

Никогда не рекомендуется продвигать философские спекуляции слишком далеко, когда они подкреплены слишком слабой базой фактов. Но если мы должны рассматривать видимую Вселенную как состоящую в целом из единой системы тел, мы вполне можем задать один или два вопроса, на которые ответит спекулятивная теория. Мы сказали, что звезды не распределены равномерно в пространстве. Их концентрация в Млечном Пути, образующая узкую полосу, делящую небо на две почти равные части, должна быть обусловлена тем, что они фактически сгруппированы в тонкий диск или кольцо пространства, внутри которого также расположена наша Солнечная система. Этот тонкий диск, спроецированный на небо, тогда выглядел бы как узкая звездная полоса Млечного Пути. Теперь предположим, что этот диск имеет ось, перпендикулярную самому себе, и давайте представим вращение всей звездной системы вокруг этой оси. Тогда тот факт, что видимые туманности сгруппированы далеко от Млечного Пути, означает, что они фактически находятся вблизи воображаемой оси.

Возможно, уменьшенная скорость движения вблизи оси может иметь какое-то отношение к присутствию там туманностей. Возможно, сами туманности имеют оси, перпендикулярные плоскости Млечного Пути. Если так, мы должны были бы видеть спиральные туманности вблизи Млечного Пути с ребра, а те, что далеко от него, — без сокращения. Таким образом, нехватка туманностей вблизи Млечного Пути может быть отчасти обусловлена возросшей трудностью их видения при взгляде с ребра. Действительно, нет предела возможностям гипотетических рассуждений о туманной структуре нашей Вселенной; к сожалению, весь вопрос должен быть пока помещен в число тех чрезвычайно интересных космических проблем, ожидающих прояснения, будем надеяться, в этом новом столетии.

ВРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ

Ничто не может быть более ошибочным, чем предполагать, что звездное множество оставалось неизменным на протяжении всех поколений людей. «Вечные огни» — называли поэты звезды; однако они горят, как любой маленький пожар на земле; то вспыхивая энергией, яркие, раскаленные, а затем погружаясь в тусклое свечение тлеющего полусгоревшего пепла. Вероятно даже, что космос содержит много темных светил, звезд, которые могли взойти в созвездиях, чтобы украсить небо доисторических времен — теперь холодные, невидимые, неизвестные. Далекая от того, чтобы иметь дело с неизменной Вселенной, можно с уверенностью сказать, что звездная астрономия может продвигаться только путем открытия изменений. Наблюдательная наука следит с неутомимым усердием, и ночь скрывает немногие небесные события от пытливого взгляда астрономов. Старые теории проверяются, а более новые часто совершенствуются путем обнаружения некоторого незначительного и ранее не подозреваемого изменения на лице неба. Интерпретация таких изменений — самая трудная задача науки; она испытывала острейшие умы среди людей на протяжении всего времени.

Если, следовательно, изменения можно увидеть среди звезд, что мы должны думать о самом важном изменении из всех — вспыхивании к жизни новой звездной системы? Пятнадцать раз с тех пор, как люди начали записывать свои записи о небесах, было замечено рождение звезды. Конечно, мы можем использовать этот термин, когда говорим о внезапном появлении яркого светила там, где раньше ничего видимого не существовало. Но мы увидим далее, что научные соображения делают весьма вероятным, что рассматриваемое явление на самом деле не включает создание новой материи. Это старый материал, внезапно становящийся светящимся по какой-то скрытой причине. Фактически, всякий раз, когда обнаруживался новый объект большой яркости, обнаруживалось, что он снова теряет свой свет довольно скоро, заканчиваясь либо полным исчезновением, либо, по крайней мере, относительной темнотой. Именно по этой причине название «временная звезда» было применено к случаям такого рода.

Первый подтвержденный случай датируется 134 годом до н. э., когда новая звезда появилась в созвездии Скорпиона. Именно эта звезда побудила Гиппарха составить свой звездный каталог, первый из когда-либо созданных. Ему, конечно, пришло в голову, что может быть только один способ убедиться в будущем, что любой данный объект, обнаруженный на небе, является новым; необходимо было составить полный список всего видимого в его дни. Позднее астрономам нужно было только сравнивать каталог Гиппарха с небесами время от времени, чтобы выяснить, появилось ли что-то неизвестное. Эта работа Гиппарха стала фундаментом звездного изучения и привела к важнейшим открытиям различного рода.

Но никаких записей не осталось относительно его новой звезды, кроме самого факта ее появления в Скорпионе. Опубликованные работы Гиппарха все утеряны. Мы даже не знаем точного места его рождения, а что касается тех двух дат входа и выхода, которые история приписывает великим именам — у нас их нет. И все же он был легко первым астрономом древности, одним из первых всех времен; и мы знаем о нем только из сочинений Птолемея, который жил через триста лет после него.

Более пяти столетий прошло, прежде чем другая временная звезда была внесена в записи астрономии. Это произошло в 389 году н. э., когда звезда появилась в Орле; и об этой мы также не знаем ничего больше. Но около двенадцати столетий спустя, в ноябре 1572 года, новый и яркий объект был найден в созвездии Кассиопеи. Она известна как звезда Тихо, поскольку она была средством завоевания для астрономии человека, который всегда будет занимать высокое место в ее анналах, Тихо Браге из Дании. Когда он впервые увидел эту звезду, она была уже очень яркой, равняясь даже Венере в ее лучшем виде; и он продолжал тщательную серию наблюдений в течение шестнадцати месяцев, когда она окончательно исчезла из его поля зрения. Положение новой звезды было измерено относительно других звезд в созвездии Кассиопеи, и результаты наблюдений Тихо были наконец опубликованы им в 1573 году. По-видимому, потребовалось много уговоров со стороны друзей, чтобы побудить его согласиться на эту публикацию, не из-за скромного нежелания спешить в печать, а по той причине, что он считал недостойным для дворянина Дании быть автором книги!

Важный вопрос в космической астрономии открывается звездой Тихо. Действительно ли она исчезла с небосвода, когда он перестал ее видеть, или же ее блеск просто снизился ниже порога чувствительности невооруженного глаза? К сожалению, наблюдения Тихо за положением звезды в созвездии были неизбежно грубыми. У него не было прецизионных инструментов, подобных тем, что есть в нашем распоряжении сейчас, поэтому его работа дает нам лишь весьма приближенное представление об истинном месте звезды. Можно представить на небе небольшой круг размером, сопоставимым с возможными погрешностями наблюдений Тихо. Тогда мы могли бы с уверенностью сказать, что его звезда должна была находиться где-то внутри этого маленького круга, но невозможно узнать, где именно.

Так случается, что наши современные телескопы обнаруживают существование нескольких слабых звезд в пределах пространства, охватываемого таким кругом. Любая из них была бы слишком тусклой, чтобы Тихо мог ее увидеть, и, следовательно, любая из них может быть тем самым некогда ярким светилом, перешедшим в состояние постоянного или временного полумрака. Эти соображения действительно имеют большое значение для объяснения явлений временных звезд. Если бы Тихо смог оставить нам более точное определение положения своей звезды на небе, и даже если бы наши самые мощные инструменты сегодня ничего не показывали на этом месте, мы все равно могли бы строить теории, исходя из предположения, что объект все еще существует, но достиг состояния почти полной темноты.

Действительно, новейшая теория относит временные звезды к числу так называемых переменных. Известно, что многие звезды претерпевают весьма заметные изменения блеска; возможно, непостоянство света является скорее правилом, чем исключением. Но хотя такие изменения, когда они существуют, в большинстве случаев слишком малы, чтобы быть заметными, безусловно, существует большое количество наблюдаемых переменных звезд, подверженных легко измеримым изменениям блеска. Астрономы предпочитают видеть в явлениях временных звезд простые случаи переменности, при которых увеличение блеска происходит внезапно и сопровождается постепенным ослаблением. Возможно, затем следует длительный период сравнительной или даже полной темноты, за которым, как и прежде, следует внезапная вспышка и угасание. Однако не наблюдалось ни одной временной звезды, которая появилась бы вновь в том же месте неба, где когда-то сияла ее внезапная вспышка. Но нередки случаи, когда накалу предшествовало и за ним следовало длительное существование, видимое, хотя и не яркое.

Для таких случаев необходимо обратиться к современным записям. Мы не можем быть уверены, что какая-то слабая звезда была временно яркой, если только мы не увидели сам пожар или не смогли с помощью современных прецизионных инструментов с полной достоверностью установить точное местоположение объекта на небе до и после события. Но никто никогда не видел, как разгораются тлеющие огни. Временные звезды всегда замечали только после того, как они были активны в течение часов, если не дней. Поэтому мы вынуждены полагаться на инструментальную идентификацию путем определения точного положения звезды на небесной сфере.

В период между 10 и 12 мая 1866 года появилась девятая звезда в списке известных «временных». Она обладала очень большой светоизлучающей способностью, уступая по яркости лишь примерно двадцати звездам на всем небе. Она сохраняла максимальную светимость всего три или четыре дня, а менее чем через два месяца уменьшилась до величины где-то между девятой и десятой «звездными величинами». Другими словами, из заметной звезды, видимой невооруженным глазом, она перешла за пределы возможностей любого инструмента, кроме хорошего телескопа. К счастью, до 1866 года у нас были отличные звездные каталоги. Их немедленно изучили, и удалось вполне определенно установить, что звезда примерно девятой или десятой величины действительно существовала до 1866 года в той же самой точке, которую заняла новая. Излишне говорить, что проводились наблюдения самой новой звезды, а затем их сравнивали с более поздними наблюдениями той слабой звезды, которая до сих пор занимает это место. Это делает вполне достоверной идентичность временной яркой звезды со слабыми звездами, которые предшествовали ей и последовали за ней.

Такие результаты, с одной стороны, служат отличным оправданием кропотливого труда, затраченного на составление звездных каталогов, а с другой — помогают прояснить тайну временных звезд. Ничто не может быть более правдоподобным, чем объяснение по аналогии тех случаев, когда не наблюдалось никакого предыдущего или последующего существования. Необходимо лишь предположить, что вместо изменения от девятой или десятой величины другие временные объекты начинались и заканчивались двадцатой; ибо двадцатая величина была бы за пределами возможностей наших лучших инструментов.

И звезда 1866 года — не единственный пример. Десять лет спустя, в 1876 году, временная звезда вспыхнула примерно до второй величины и вернулась к невидимости, насколько это касается невооруженного глаза, в течение месяца, сохранив свою наибольшую яркость всего один или два дня. Эта звезда до сих пор видна как крошечная точка света, оцениваемая в пятнадцатую величину. Существовала ли она до своей внезапной вспышки, узнать невозможно, потому что у нас нет каталогов, включающих большинство звезд такой слабости, какой она должна была быть. Но во всяком случае, продолжающееся существование объекта помогает отнести временные звезды к классу переменных.

Следующая звезда, уже упомянутая в разделе «туманность», была впервые замечена в 1885 году. В одном отношении она была самой примечательной из всех, ибо появилась почти в центре большой туманности в созвездии Андромеды. Она никогда не была очень яркой, достигая лишь шестой величины или около того, наблюдалась в течение всего шести месяцев, а по истечении этого времени потускнела настолько, что стала недоступна для наших самых мощных инструментов. Впечатляет тот факт, что это событие произошло внутри туманности. Какова бы ни была природа взрывной катастрофы, которой временные звезды обязаны своим происхождением, теперь мы можем с уверенностью сказать, что даже те огромные элементарные светящиеся облака, которые люди называют туманностями, не свободны от опасности.

Последняя вспышка в наших записях была впервые замечена 22 февраля 1901 года. Звезда появилась в созвездии Персея и вскоре достигла первой величины, превзойдя почти все остальные звезды на небе. Она была особенно примечательна тем, что оказалась окружена туманной массой, в которой находятся несколько ярких сгущений или ядер; и они, по-видимому, находятся в очень быстром движении. Звезда все еще находится под наблюдением (январь 1902 года).

ГАЛИЛЕЙ

Среди фигур, которые резко выделяются на тусклом фоне науки прошлого, нет ни одной, которая вызывала бы более живой интерес, чем Галилей. Большинство людей знают его только как выдающегося ученого, который вел энергичный спор с Церковью по научным вопросам. Требуется некоторое изучение, некоторое внимательное чтение между строк истории астрономии, чтобы познакомиться с человеком лично. Он обладал блестящим, проницательным умом, был настоящим юмористом, хорошо знал и любил забавную сторону вещей и не мог часто удержаться от саркастической шутки или отказать себе в удовольствии поспорить. И все же более чем сомнительно, чтобы он когда-либо намеревался проявить дерзость или добровольно давал какой-либо повод для ссоры с Церковью.

Его острое понимание должно было видеть, что между наукой и религией не существует реального конфликта; ибо время, проходя, сделало эту истину общеизвестной, как и многое из того, что когда-то было скрыто. Когда мы рассматриваем события, произошедшие три столетия назад, легко заменить возбужденный спор хладнокровным суждением; вспомнить, что это были времена насилия и жестокости; что невежество публики было такой плотности, которую трудно представить сегодня; и что повсеместно считалось долгом Церкви занимать авторитетную позицию по многим вопросам, которыми ей теперь вовсе не требуется заниматься. Шарлатаны, неуравновешенные теоретики, поставщики научных чудес — все они могли быть подвергнуты определенной оценке со стороны Церкви, не в духе дерзкого вмешательства, а просто как часть ее регулярных обязанностей.

Если суждение Церкви в таких вопросах иногда было ошибочным, если ее вмешательство время от времени было жестоким, причину следует искать в нравах и обычаях того времени, когда преследования процветали вместе с невежеством, а насилие было законом. Возможно, даже сегодня было бы нелишним иметь современный научный совет, который авторитетно оценивал бы новые открытия и изобретения, чтобы защитить общественность от самозванцев, как Церковь пыталась делать в старину.

Галилей родился в Пизе в 1564 году, и его долгая жизнь продолжалась до 1642 года, того самого года, когда родился Ньютон. Его важнейшие научные открытия можно подытожить в нескольких словах: он первым использовал телескоп для изучения небесных тел; он открыл горы на Луне, спутники Юпитера, своеобразный вид Сатурна, который Гюйгенс впоследствии объяснил как кольцо, окружающее шар планеты, и, наконец, он обнаружил черные пятна на диске Солнца. Эти открытия вместе с его замечательными исследованиями в области механики составляют право Галилея на бессмертие как исследователя. Но, как мы уже сказали, мы не намерены рассматривать его работу как серию научных открытий. Мы выберем более интересную точку зрения и будем рассматривать его скорее как человека, у которого выработалась привычка заниматься научными исследованиями.

Что он должен был чувствовать, когда впервые обнаружил с помощью своего «нового» телескопа спутники Юпитера? Их увидели в ночь на 7 января 1610 года. Он уже рассматривал планету через свой более ранний и менее мощный инструмент и знал, что она обладает круглым диском, как Луна, только меньше. Теперь он увидел также три объекта, которые принял за маленькие звезды рядом с планетой. Но на следующую ночь, как он говорит, «ведомый не знаю какой судьбой», труба снова была направлена на планету. Три маленькие звезды изменили свое положение и теперь все находились к западу от Юпитера, тогда как в предыдущую ночь две были на восточной стороне. Он не мог объяснить это явление, но понял, что здесь действует нечто необычное. Много позже, в одной из своих поздних работ, переведенной на причудливый старинный английский язык Солсбери, он заявил, что «одного единственного эксперимента достаточно, чтобы разбить вдребезги тысячу вероятных аргументов». Это уже было руководящим принципом его научной деятельности, принципом несравненной важности, который обычно приписывают Бэкону. Излишне говорить, что Юпитер теперь исследовался каждую ночь.

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 c |  | Place. |  | b c
Inches. |  | Inches.
Albany | 4 | 11-16 |  | New York | 4 | 3-8
Baltimore | 4 | 1-16 |  | Omaha | 4 | 3-8
Boston | 4 | 1-2 |  | Philadelphia | 4 | 3-16
Buffalo | 4 | 11-16 |  | Pittsburg | 4 | 3-8
Charleston | 3 | 1-4 |  | Portland, Me | 4 | 13-16
Chicago | 4 | 1-2 |  | Richmond | 3 | 15-16
Cincinnati | 4 | 1-16 |  | Rochester | 4 | 11-16
Cleveland | 4 | 1-2 |  | San Diego | 3 | 1-4
Denver | 4 | 3-16 |  | San Francisco | 3 | 15-16
Detroit | 4 | 1-2 |  | Savannah | 3 | 1-8
Indianapolis | 4 | 1-16 |  | St. Louis | 3 | 15-16
Kansas City | 3 | 15-16 |  | St. Paul | 5
Louisville | 3 | 15-16 |  | Seattle | 5 | 9-16
Milwaukee | 3 | 11-16 |  | Washington, D. C. | 4 | 1-16
New Orleans | 2 | 7-8 |

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.
Albany | 1  15-16 | 4  3-16 | 7  7-16 |  |  | 3  1-16 | 1  7-16
Baltimore | 2   1-8 | 4 11-16 | 8 |  |  | 2  7-8 | 1  7-16
Boston | 2 | 4  5-16 | 7  7-16 |  |  | 3  1-16 | 1  7-16
Buffalo | 1  15-16 | 4  3-16 | 7  7-16 |  |  | 3  1-16 | 1  7-16
Charleston | 2   7-16 | 5  3-8 |  |  | 4  3-8 | 2  1-2 | 1  1-8
Chicago | 2 | 4  5-16 | 7  7-16 |  |  | 3  1-16 | 1  7-16
Cincinnati | 2   1-8 | 4 11-16 | 8 |  |  | 2  7-8 | 1  7-16
Cleveland | 2 | 4  5-16 | 7  7-16 |  |   — | 3  1-16 | 1  7-16
Denver | 2   1-8 | 4  1-2 | 7 11-16 |  |  | 2  7-8 | 1  7-16
Detroit | 2 | 4  5-16 | 7  7-16 |  |  | 3  1-16 | 1  7-16
Indianapolis | 2   1-8 | 4 11-16 | 8 |  |  | 2  7-8 | 1  7-16
Kansas City | 2   1-4 | 4 11-16 | 8 |  |  | 2  7-8 | 1  5-16
Louisville | 2   1-4 | 4 11-16 | 8 |  |  | 2  7-8 | 1  5-16
Milwaukee | 1  15-16 | 4  3-16 | 7  7-16 |  |  | 3  1-16 | 1  7-16
New Orleans | 2  11-16 | 5  3-4 |  |  | 4  1-16 | 2  5-16 | 1  1-8
New York | 2 | 4  5-16 | 7 11-16 |  |  | 3  1-16 | 1  7-16
Omaha | 2 | 4  5-16 | 7 11-16 |  |  | 3  1-16 | 1  7-16
Philadelphia | 2   1-8 | 4  1-2 | 7 11-16 |  |  | 2  7-8 | 1  7-16
Pittsburg | 2 | 4  5-16 | 7 11-16 |  |  | 3  1-16 | 1  7-16
Portland, Me | 1  15-16 | 4  3-16 | 7  1-8 |  |  | 3  3-16 | 1  1-2
Richmond | 2   1-4 | 4 11-16 | 8 |  |  | 2  7-8 | 1  5-16
Rochester | 1  15-16 | 4  3-16 | 7  7-16 |  |  | 3  1-16 | 1  7-16
San Diego | 2   7-16 | 5  3-8 |  |  | 4  3-8 | 2  1-2 | 1  1-8
San Francisco | 2   1-4 | 4 11-16 | 8 |  |  | 2  7-8 | 1  5-16
Savannah | 2   9-16 | 5  9-16 |  |  | 4  1-4 | 2  1-2 | 1  1-8
St. Louis | 2   1-4 | 4 11-16 | 8 |  |  | 2  7-8 | 1  5-16
St. Paul | 1  15-16 | 4  1-16 | 7  1-8 |  |  | 3  3-16 | 1  1-2
Seattle | 1  13-16 | 3 15-16 | 6  5-8 |  |  | 3  3-8 | 1  1-2
Washington, D. C. | 2   1-8 | 4 11-16 | 8 |  |  | 2  7-8 | 1  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.

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.
Noon | Great 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. by | Pacific Time | when | it is | Noon | at | Greenwich.
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.

Придя к фундаментальному принципу, что часть линзы будет действовать подобно целой, легко объяснить конструкцию гелиометра. Обычная линза телескопа распиливается пополам с помощью тонкого круглого металлического диска, быстро вращаемого машиной и постоянно подаваемого наждаком и водой по краю. Режущего эффекта наждака достаточно, чтобы такой диск входил в стекло почти так же, как обычная пила проникает в дерево. Две «полулинзы», как их называют, затем монтируются отдельно в металлические держатели. Они прикрепляются к одному концу гелиометра, называемому «головкой», таким образом, что две полулинзы могут скользить бок о бок по металлическим направляющим. Эта головка затем крепится к одному концу трубки телескопа, установленной обычным способом. Конец инструмента с «головкой» поворачивается к небу при наблюдении, а на окулярном конце помещается обычный маленький увеличитель, который мы уже описали.

Наблюдатель на окулярном конце имеет контроль над определенными стержнями, с помощью которых он может толкать полулинзы по их салазкам в головке на другом конце трубки. Теперь, если он переместит полулинзы так, чтобы они встали точно бок о бок, вся конструкция будет действовать как обычный телескоп. Ибо полулинзы тогда сойдутся вместе точно так же, как если бы исходное стекло никогда не было разрезано. Но если полулинзы немного раздвинуты на своих салазках, каждая будет действовать сама по себе. Будучи слегка разделенными, каждая будет охватывать разную часть неба. Все это дело действует так, как если бы наблюдатель на окулярном конце смотрел через два телескопа сразу. Ибо каждая полулинза действует независимо, точно так же, как если бы это было полное стекло размером только в половину.

Теперь предположим, что на небе есть пара звезд, одна в части, охватываемой первой полулинзой, а другая в части, охватываемой второй. Наблюдатель, конечно, увидит обе звезды сразу, посмотрев в маленький увеличитель на окулярном конце гелиометра.

Мы должны помнить, что эти звезды появятся в поле зрения просто как две крошечные точки света. Астроном, как мы сказали, снабжен простой системой длинных стержней, с помощью которых он может манипулировать полулинзами во время наблюдения. Если он очень медленно сдвигает их в ту или иную сторону, будет видно, как две звездные точки в поле зрения приближаются друг к другу. Таким образом, их можно, наконец, сблизить настолько, что они образуют лишь одну точку света. Наблюдение с гелиометром состоит в том, чтобы таким образом свести два звездных изображения вместе, пока, наконец, они не наложатся одно на другое, и мы увидим только одно изображение. Предусмотрены средства, с помощью которых затем можно измерить величину разделения двух полулинз. Очевидно, чем дальше друг от друга на небе находятся две наблюдаемые звезды, тем больше будет разделение полулинз, необходимое для создания единого изображения их света. Таким образом, измерение разделения линз становится средством определения разделения самих звезд на небе.

Две салазки в головке гелиометра снабжены парой очень точных мер или «шкал», обычно сделанных из серебра. Их можно исследовать с окулярного конца инструмента, глядя через длинный микроскоп, предназначенный для этой специальной цели. Таким образом, получается чрезвычайно точное значение как разделения ползунков, так и расстояния на небе между исследуемыми звездами. Измерения, сделанные таким образом с помощью гелиометра, считаются самыми точными из астрономических наблюдений.

Кратко описав таким образом вид наблюдений, получаемых с помощью гелиометра, мы теперь коснемся их дальнейшего использования. Мы возьмем в качестве примера лишь одно из их многих применений — то, которое астрономы считают наиболее важным, — измерение звездных расстояний. (См. также стр. 94.)

Даже ближайшая неподвижная звезда почти невообразимо удалена от нас. А астрономы заключены на этой маленькой Земле; мы не можем преодолеть глубокое расстояние, отделяющее нас от звезд, чтобы использовать прямое измерение с помощью рулетки или геодезической цепи. Мы вынуждены прибегать к какому-то косвенному методу. Предположим, что определенная звезда подозревается, из-за своей яркости или по какой-то другой причине, в том, что она находится близко к нам в пространстве, и, таким образом, дает благоприятную возможность для определения расстояния. Выбирается пара очень слабых звезд поблизости. Их, из-за их тусклости, астроном может рассматривать как совершенно неизмеримо далекие. Затем он определяет с помощью своего гелиометра точное положение на небе яркой звезды по отношению к паре слабых. Затем дается пройти полугоду. В течение этого времени Земля двигалась по своему годовому пути или орбите вокруг Солнца. Полгода будет достаточно, чтобы перенести наблюдателя на Земле на другую сторону этого пути, и он тогда будет находиться в 185 000 000 миль от своего положения при первом наблюдении.

Делается еще одно определение положения яркой звезды относительно двух слабых. Теперь, если бы все эти звезды были одинаково удалены, их относительные положения при втором наблюдении были бы точно такими же, как при первом. Но если, как весьма вероятно, яркая звезда намного ближе к нам, чем две слабые, мы получим другое положение из нашего второго наблюдения. Ибо изменение в 185 000 000 миль в местоположении наблюдателя, конечно, повлияет на направление, в котором мы видим близкую звезду, в то время как оно оставит далекие практически неизменными. Не вдаваясь в технические детали, мы можем сказать, что из большого количества наблюдений такого рода мы можем получить расстояние до яркой звезды путем процесса вычисления. Единственное необходимое условие — иметь инструмент, который может делать фактические наблюдения положения достаточно точно; и в этом отношении гелиометр все еще не имеет себе равных.

ПОКРЫТИЯ

Вряд ли кто-то мог наблюдать небо, не заметив, насколько поведение нашей Луны отличается от поведения любого другого объекта, который мы можем видеть. Конечно, у нее есть общее с Солнцем, звездами и планетами то, что она восходит на восточном горизонте, медленно взбирается на купол неба и снова опускается и заходит на западе. Это движение небесных тел, как известно, является лишь кажущимся и вызвано вращением нашей собственной Земли вокруг своей оси. Человек, стоящий на поверхности Земли, может посмотреть вверх и увидеть над собой половину великого небесного свода, усеянного мерцающими звездами и несущего, возможно, в своем широком изгибе одну или две безмятежно сияющие планеты и лучезарную Луну. Но в любой данный момент наблюдатель не может видеть ничего из другой половины небесной сферы. Она находится под его ногами и скрыта массивным объемом Земли.

Земля, однако, вращается вокруг оси, увлекая за собой наблюдателя. И поэтому она постоянно представляет ему новую часть неба. В любой момент он видит только одну полусферу; но в следующее мгновение она уже не та же самая; небольшая часть вышла из поля зрения с одной стороны, опустившись за вращающуюся Землю, в то время как соответствующая новая секция появилась на противоположной стороне. Именно это появление мы называем восходом звезды; а соответствующее исчезновение с другой стороны называется заходом. Таким образом, восход и заход, конечно, полностью обусловлены вращением Земли, а вовсе не реальными движениями звезд; и по этой причине все объекты на небе, без исключения, должны восходить и заходить снова. Но Луна действительно имеет собственное движение в дополнение к этому кажущемуся, вызванному вращением Земли.

Где-то на заре времен ранние наблюдатели звезд придумали те причудливые созвездия, которые сохранились даже до наших дней. Они поместили могучего льва, царя зверей, на лик ночи, а также великого охотника, вооруженного дубиной и кинжалом, чтобы преследовать его. Среди этих созвездий Луна прокладывает свой сужденный путь, ночь за ночью, так быстро, что невооруженный глаз может видеть, что она движется. Нужно лишь немного силы магии воображения, чтобы вызвать из туманного прошлого картину какого-нибудь пожилого астронома, гравирующего на своих табличках Записи Луны. «Сегодня ночью она близ яркой звезды в глазу Быка». И снова: «Сегодня ночью она едет полная, и близ сердца Девы».

И почему Луна едет таким образом через звезды ночи? Современная наука преуспела в распутывании сложностей ее движения, так что сегодня лишь одна или две из самых мельчайших деталей этого движения остаются необъясненными. Но это была трудная проблема. Кто-то хорошо сказал, что лунную теорию следует уподобить высокой скале, на стороне которой интеллектуальные гиганты среди людей могут отметить свой умственный рост, но чью высоту никто из них никогда не может надеяться покорить.

Но для нашей нынешней цели нет необходимости углубляться в предмет лунного движения в его более абстрактные детали. Чтобы понять, почему Луна быстро движется среди звезд, достаточно помнить, что она быстро вращается вокруг Земли, так что завершает свой круг чуть менее чем за месяц. Мы видим ее во все времена спроецированной на далекий фон неба, на котором установлены звездные точки света, как будто предназначенные быть маяками, чтобы отмечать курс, преследуемый Луной и планетами. Сами звезды не имеют таких движений, как Луна; расположенные на расстоянии почти невообразимо большом, они могут, действительно, быть путешественниками через пустое пространство, но их путешествия сжимаются в ничтожность, если смотреть с далекой Земли. Требуются самые тонкие инструменты астронома, чтобы настолько увеличить крошечные смещения звезд на небесном своде, чтобы они могли быть измерены человеческими глазами.

Давайте снова вернемся к нашему предполагаемому наблюдателю, наблюдающему за Луной ночь за ночью, чтобы записывать звезды, к которым она близко подходит. Почему бы ему когда-нибудь не быть удивленным подходом настолько близким, что он будет казаться фактическим контактом? Луна покрывает довольно большую поверхность на небе, и когда мы помним почти бесчисленное количество звезд, было бы, действительно, странно, если бы не было некоторых позади Луны, так же как и вокруг нее.

Мгновение размышлений показывает, что это должно часто случаться; и на самом деле, если внимательно изучить наступающий край Луны через телескоп, можно часто видеть, как маленькие звезды исчезают за ним. Это самое интересное наблюдение. Сначала мы видим Луну и звезду близко друг к другу в поле зрения телескопа. Но расстояние между ними уменьшается заметно, даже быстро, пока, наконец, с поразительной внезапностью звезда не исчезает из поля зрения за Луной. Через некоторое время, варьирующееся от нескольких мгновений до, возможно, более чем часа, Луна пройдет, и мы сможем увидеть, как звезда внезапно появляется из-за другого края.

Эти интересные наблюдения, хотя и совсем не редкие, могут быть сделаны лишь очень редко астрономами, наблюдающими невооруженным глазом. Причина проста. Свет Луны настолько ярок, что он довольно сильно подавляет звезды всякий раз, когда они хоть сколько-нибудь близко, за исключением случая очень ярких. Маленькие звезды, за которыми можно довольно легко следить вплоть до края Луны в хороший телескоп, исчезают из вида невооруженным глазом, пока Луна еще на большом расстоянии. Но количество очень ярких звезд сравнительно невелико, так что довольно необычно найти кого-то, не являющегося профессиональным астрономом, кто действительно видел одно из этих так называемых «покрытий». Более того, большинство людей не информированы заранее о возникновении возможности сделать такие наблюдения, хотя они могут быть предсказаны довольно легко с помощью астрономических расчетов. Иногда у нас бывают покрытия планет, и это самые интересные из всех. Когда Луна проходит между нами и одной из больших планет, стоит наблюдать это явление даже без телескопа.

До этого момента мы рассматривали покрытия главным образом как представляющие интерес для астронома, наблюдающего невооруженным глазом. Тем не менее покрытия имеют реальную научную ценность. Именно с их помощью мы можем, возможно, лучше всего измерить размер Луны. Отмечая с помощью телескопа время исчезновения и появления известных звезд, астрономы могут привести прямое измерение диаметра Луны в диапазон своих численных расчетов. Иногда Луна проходит над сгущенным скоплением звезд, подобным Плеядам. Результаты, получаемые в этих случаях, ценны в очень высокой степени и вносят большой вклад в уточнение наших знаний о лунном диаметре.

Есть еще одна вещь, представляющая научный интерес в покрытиях, хотя она потеряла часть своего значения в последние годы. Когда такое событие было пронаблюдено, согласие предсказанного времени с тем, которое фактически записано астрономом, предлагает самую тщательную проверку правильности нашей теории лунного движения. Мы уже обратили внимание на большую внутреннюю трудность этой теории. Легко видеть, что, отмечая точный момент исчезновения звезды в месте на Земле, широта и долгота которого известны, мы можем как проверить наши расчеты, так и собрать материал для улучшения нашей теории. Тот же принцип можно использовать также в обратном направлении. В пределах точности, налагаемой состоянием наших знаний о лунной теории, мы можем использовать покрытия, чтобы помочь определить положение на Земле мест, долгота которых неизвестна. Очень интересный исторический факт, что первое определение долготы Вашингтона было сделано с помощью покрытий и что это раннее определение привело к основанию Военно-морской обсерватории Соединенных Штатов.

28 марта 1810 года г-н Питкин из Коннектикута представил Палате представителей доклад о «закладке фундамента для установления первого меридиана для Соединенных Штатов, благодаря чему может быть полностью устранена дальнейшая зависимость от Великобритании или любой другой иностранной державы в отношении такого меридиана». Этот доклад стал результатом меморандума, представленного неким Уильямом Ламбертом, который вычислил долготу Капитолия на основе покрытия, наблюдавшегося 20 октября 1804 года. В Конгрессе и комитетах проводились различные разбирательства, пока, наконец, в 1821 году Ламберт не был назначен «для проведения астрономических наблюдений посредством лунных покрытий неподвижных звезд, солнечных затмений или любого одобренного метода, приспособленного для определения долготы Капитолия относительно Гринвича». Отчеты Ламберта были представлены в 1822 и 1823 годах, но прошло десять лет, прежде чем была учреждена официальная Военно-морская обсерватория под руководством Голдсборо, Уилкса и Гиллиса. Однако именно Ламберту принадлежит честь обозначения первого фундаментального официального меридиана долготы в Соединенных Штатах.

УСТАНОВКА БОЛЬШИХ ТЕЛЕСКОПОВ

Существует много интересных практических аспектов работы астрономической обсерватории, с которыми широкая публика редко имеет возможность познакомиться. Среди них, пожалуй, первое место занимают детали, связанные с установкой большого телескопа. Автору довелось присутствовать в обсерватории на мысе Доброй Надежды, когда монтировался фотографический экваториальный телескоп, и операцию по приведению его в рабочее положение можно считать типичной для подобных процессов в других местах. (См. также стр. 86.)

Forty-Inch Telescope, Yerkes Observatory,
University of Chicago.

Прежде всего, необходимо объяснить, что подразумевается под «экваториальным» телескопом. Одна из главных трудностей при проведении обычных наблюдений возникает из-за восхода и захода звезд. Все они, по-видимому, движутся по небосводу, обычно поднимаясь от восточного горизонта, чтобы затем опуститься и зайти на западе. Поэтому, если мы хотим изучать какой-либо объект в течение значительного времени, мы должны непрерывно перемещать телескоп, чтобы не отставать от движения небесных светил. Для этой цели труба должна быть прикреплена к осям, чтобы ее можно было легко поворачивать в любом направлении. Экваториальная монтировка — это устройство, которое позволяет таким образом наводить телескоп на любую часть неба и в то же время значительно облегчает операцию по поддержанию его точной наводки после того, как звезда была приведена в поле зрения.

Чтобы понять экваториальную монтировку, необходимо помнить, что движения восхода и захода небесных тел являются лишь кажущимися и в действительности обусловлены вращением Земли вокруг своей оси. По мере вращения Земля увлекает за собой наблюдателя, телескоп и обсерваторию мимо звезд, зафиксированных на далеком небе. Следовательно, чтобы удерживать телескоп постоянно направленным на данную звезду, достаточно лишь равномерно вращать его в обратном направлении вокруг подходящей оси с такой скоростью, чтобы точно нейтрализовать вращение нашей Земли.

Под подходящей осью для этой цели мы понимаем ось, установленную так, чтобы она была точно параллельна собственной оси вращения Земли. Немного размышлений показывают, насколько просто будет работать такое устройство. Все небесные тела можно рассматривать для практических целей как чрезвычайно удаленные по сравнению с размерами нашей Земли. Вся планета сжимается до абсолютной незначительности по сравнению с расстояниями до ближайших объектов, наблюдаемых астрономами. Отсюда следует, что если наш телескоп прикреплен к такой оси вращения, как мы описали, то для целей наблюдения это будет в точности так же, как если бы ось телескопа была не только параллельна оси Земли, но и фактически совпадала с ней. Две оси могут быть разделены расстоянием, равным расстоянию между поверхностью Земли и ее центром; но, как мы уже сказали, это расстояние незначительно, насколько это касается нашей текущей задачи.

Существует еще один способ прийти к тому же результату. Мы знаем, что звезды при восходе и заходе, по-видимому, вращаются вокруг полярной звезды, которая сама кажется неподвижной. Следовательно, если мы установим наш телескоп так, чтобы он мог вращаться вокруг оси, направленной на полюс, мы сможем нейтрализовать вращение звезд, просто поворачивая телескоп вокруг этой оси с нужной скоростью и в правильном направлении. Астрономические соображения учат нас, что ось, направленная таким образом на полюс, будет параллельна собственной оси Земли. Таким образом, мы приходим к одному и тому же фундаментальному принципу установки астрономического телескопа, с какой бы точки зрения мы ни рассматривали этот предмет.

Каждый большой телескоп снабжен такой осью вращения; и по указанной причине она называется «полярной осью». Сам телескоп в этом случае называется «экваториальным». Преимущество такого метода установки совершенно очевидно. Поскольку мы можем следить за движениями звезд, поворачивая телескоп только вокруг одной оси, становится очень простым делом осуществлять этот поворот автоматически с помощью часового механизма.

Поскольку «сопровождение» звезды таким образом обеспечивается устройством полярной оси, конечно, необходимо также предусмотреть некоторое другое движение, чтобы иметь возможность наводить трубу на любую точку небосвода. Ибо очевидно, что если бы она была жестко прикреплена к полярной оси, мы могли бы, конечно, следить за любой звездой, оказавшейся в поле зрения, но мы не могли бы изменять это поле зрения по своему желанию, чтобы наблюдать другие звезды или планеты. Для этого телескоп прикрепляется к полярной оси с помощью шарнира. Поворачивая телескоп вокруг его полярной оси, а также на этом шарнире, мы можем найти любой объект на небе; и, однажды найдя его, мы можем оставить полярной оси и ее автоматическому часовому механизму задачу удерживать этот объект перед глазом наблюдателя.

При установке инструмента на мысе Доброй Надежды астрономы были вынуждены выполнять большую часть работы по юстировке лично. Находясь далеко от европейских производителей инструментов, детали монтировки и телескопа должны были быть «собраны» астрономами обсерватории на мысе. Заранее был подготовлен тяжелый фундамент из кирпича и камня. На него была помещена массивная железная база, предназначенная для поддержки надстройки из полярной оси и телескопа. Эта база опиралась на три точки, одну из которых можно было ввинчивать и вывинчивать, чтобы наклонить всю конструкцию немного вперед или назад. С помощью этого винта мы осуществили окончательную юстировку полярной оси до точной параллельности с осью Земли. Были предусмотрены другие винты, с помощью которых базу можно было немного поворачивать горизонтально вправо или влево. Будучи однажды установленной в почти правильное положение, конструкцию было легко довести до идеальной юстировки с помощью этих винтов.

Впоследствии труба и линзы были установлены на место, а часовой механизм надлежащим образом прикреплен внутри большой чугунной базы. Этот часовой механизм больше походил на часть тяжелого оборудования, чем на деликатный часовой механизм. Но ему предстояло выполнять тяжелую работу, перемещая массивный телескоп с его тяжелыми линзами, и он должен был быть соответственно прочным. Он имел приводной груз весом около 2000 фунтов и был настолько мощным, что поворот телескопа влиял на него не больше, чем часовая стрелка обычных часов влияет на механизм внутри их корпуса.

Окончательная проверка всей юстировки заключалась в том, чтобы отметить, могут ли звезды, однажды приведенные в поле зрения телескопа, удерживаться там автоматически с помощью часового механизма. После того как эта цель была успешно достигнута, инструмент был готов к использованию в повседневной работе обсерватории.

Прежде чем оставить тему монтировок телескопов, мы должны упомянуть гигантский инструмент, установленный на Парижской выставке 1900 года. Проект создания «Grande Lunette» был встречен газетами всего мира и широкой публикой в их обычной восторженной манере. Его невероятно перерекламировали; преувеличенные представления о возможностях инструмента распространялись повсюду и охотно принимались на веру; луна должна была быть, так сказать, притянута со своего обычного места на небе так близко, что мы могли бы почти коснуться ее поверхности. Что касается планет — журналистскому воображению был дан полный карт-бланш, и не было никаких эффективных ограничений для величия астрономических открытий, практически находящихся в пределах нашей досягаемости, кроме необходимости в печатном месте, требуемом для различных войн, эпидемий и прочих мирских пустяков.

Yerkes Observatory, University of Chicago.

Теперь, автор этих строк очень далек от того, чтобы призывать к уменьшению внимания, уделяемого астрономии. Скорее, он хотел бы возвеличить свою профессию, а не умалить ее. Но пусть журналистская астрономия будет такой хорошей имитацией трезвой научной истины, какую только можно получить за плату за место; пусть редакторы поощряют публику изучать те вещи в науке, которые облагораживают и развивают ум; пусть будет положен конец неистовым попыткам фабриковать красочные отчеты о предполагаемых открытиях вчерашнего дня, способные сегодня маскироваться под крупными заголовками как «Новости».

То, как появился этот большой телескоп, небезынтересно и показывает, что предприимчивость далеко не мертва даже в старых странах. Было организовано акционерное общество — мы бы назвали его корпорацией — под названием «Société de l'Optique». По-видимому, акции регулярно выбрасывались на рынок, и проспект, более или менее заманчивый, широко распространялся. Мы можем сразу сказать, что инвестирующая публика не отреагировала с навязчивой готовностью; но, во всяком случае, усилия промоутеров получили достаточную поддержку, чтобы позволить им начать активную работу. С самого начала была предпринята энергичная попытка использовать как ресурсы подлинной науки, так и приемы квазишарлатанства. Было объявлено, что публика будет допущена смотреть в большое стекло (по-видимому, за определенную плату), и многие, несомненно, ожидали, что человек с улицы сможет лично познакомиться с человеком на луне. Телескопическое изображение солнца должно было проецироваться на большой экран и демонстрироваться толпе зрителей, собравшихся на возвышающихся ярусах сидений внутри огромного амфитеатра. А когда облака или другие обстоятельства препятствовали наблюдению планет или изучению солнца, должен был использоваться мощный стереоптикон. Искусственные изображения чудес неба должны были проецироваться на экран, и публика никогда не была бы разочарована. Было устроено так, чтобы присутствовали искусные рассказчики, объясняющие все чудеса: и, короче говоря, финансовая прибыль должна была сочетаться с механизмом для продвижения научных открытий. Астрономам всего мира рассылались циркуляры с просьбой стать акционерами, а в случае отказа — присылать диапозитивы или фотографии примечательных небесных объектов для демонстрации в части шоу с «волшебным фонарем».

Проект, представленный таким образом вниманию ученых три года назад, не имел привлекательного вида. Он слишком сильно отдавал шарлатанством. Но вскоре выяснилось, что предприятие получило эффективное правительственное одобрение; и, прежде всего, что люди с репутацией позволяют использовать свои имена в связи с этим делом. Что еще важнее, мы узнали, что фактическое строительство было предпринято Готье из Парижа, что финансы были в порядке и что реальная работа над частями инструмента должна была начаться без промедления.

Готье — первоклассный создатель инструментов; он завоевал свою репутацию, успешно построив несколько телескопов очень большого размера, включая «equatorial coudé» Парижской обсерватории, уникальный инструмент особой сложности. Автор этих строк полагает, что если бы было достаточно времени и денег, «Grande Lunette» имела бы разумные шансы на успех в руках такого человека. И под разумным шансом мы подразумеваем, что существует достаточно большая вероятность подлинного научного открытия, чтобы оправдать необходимые финансовые затраты. Но проект должен быть отделен от своих «популярных» черт, а всякого рода реклама и шарлатанство должны быть строго исключены.

Как планировалось изначально и как он был фактически построен, «Grande Lunette» представляет интересные особенности, отличающие его от других телескопов. Предыдущие инструменты строились на принципе универсальной подвижности. Их можно перемещать во всех направлениях и таким образом приводить любой желаемый объект под наблюдение, независимо от его положения на небе. Но эта общая подвижность создает большие трудности в случае больших и тяжелых телескопов. Точность юстировки почти уничтожается, когда объект, подлежащий юстировке, весит несколько тонн. И чрезмерный вес телескопов обусловлен не только неизбежно тяжелыми линзами. Существенно, чтобы труба была длинной; а большая длина требует значительной толщины материала, если не жертвовать жесткостью и прочностью. Длина трубы обусловлена некоторыми специфическими оптическими дефектами всех линз, в природу которых мы сейчас не будем вдаваться. Последствия этих дефектов могут быть сделаны безвредными только в том случае, если инструмент устроен так, что глаз наблюдателя находится далеко от другого конца трубы. Длина хорошего телескопа должна составлять не менее двенадцати диаметров его большой линзы. Если относительную длину можно еще больше увеличить, тем лучше; ибо тогда оптические дефекты могут быть еще больше уменьшены.

В случае парижского инструмента радикальное отличие состоит в изготовлении трубы беспрецедентной длины — 197 футов, с диаметром линзы 49¼ дюйма. Эта большая длина, хотя и благоприятна оптически, исключает возможность сделать инструмент подвижным в обычном смысле. Фактически, вся труба прикреплена к неподвижной горизонтальной базе, и не делается никаких попыток изменить ее положение. Снаружи большой линзы, и полностью отсоединенное от собственно телескопа, установлено гладкое зеркало, устроенное так, что его можно поворачивать в любом направлении, и таким образом исследовать различные части неба путем отражения в телескопе.

Хотя этот метод, несомненно, имеет преимущество, оставляя оптику совершенно свободной в отношении того, какой длины делать трубу, он страдает от компенсирующего возражения, что в комбинацию вводится новая оптическая поверхность, а именно зеркало. Любое малейшее неизбежное несовершенство в полировке его поверхности будет неизбежно воспроизведено в увеличенном масштабе в изображении далекой звезды, представленном глазу наблюдателя.

Но пока невозможно определенно судить о достоинствах этой формы инструмента, поскольку, как мы уже сказали, создателю не было дано достаточно времени, чтобы опробовать идею к полному удовлетворению ученых. В начале августа 1900 года, когда информатор автора этих строк покинул Париж, после работы в качестве члена международного жюри по оценке точных инструментов на выставке, состояние «Grande Lunette» было следующим: предполагалось два комплекта линз, один предназначенный для небесной фотографии, а другой — для обычного визуального наблюдения. Однако были завершены только фотографические линзы, и по этой причине публике нельзя было разрешить смотреть в инструмент. Фотографические линзы были установлены в трубе, но в то время их состояние было таково, что, хотя некоторые фотографии были получены, не было сочтено целесообразным представлять их жюри. Следовательно, «Lunette» не получила приза. С тех пор различные газеты сообщали о чудесных результатах, полученных с помощью телескопа; но, не обращая внимания на канонаду сенсационной прессы, мы можем очень кратко подытожить нынешнее положение дел. Готье все еще экспериментирует; и, при наличии достаточного времени и денег, он может преуспеть в создании того, на что надеются астрономы — инструмента, способного продвинуть наши знания, даже если это продвижение будет лишь небольшим.

ПОЛЮС АСТРОНОМА

Полюс замерзшего Севера — не единственный полюс, к которому с решительными усилиями стремится не одно поколение ученых. Там, в небе, у астрономов есть другой полюс, за которым они следят так же энергично, как когда-то арктический исследователь пробивался к трудной цели своих земных странствий. Небесный полюс действительно является фундаментально важной вещью в астрономической науке, и определение его точного положения на небе всегда привлекало самое пристальное внимание астрономов. Совсем недавно были применены новые методы исследования, обещающие степень успеха, до сих пор не достигнутую в погоне астрономов за своим полюсом.

Прежде всего, мы должны объяснить, что подразумевается под небесным полюсом. Мы уже упоминали полюса Земли (стр. 136). Наша планета совершает один оборот в сутки вокруг оси, проходящей через ее центр, и именно это вращение вызывает все так называемые суточные явления на небесах. Восход и заход солнца, луны и звезд — это просто результаты этого вращения Земли. Небесные тела на самом деле не восходят; это просто человек на Земле поворачивается вокруг оси, пока не окажется в положении, из которого он может их видеть. Земные полюса — это те две точки на поверхности Земли, где ее пронзает ось вращения планеты. Теперь мы можем, если захотим, представить эту ось продолженной бесконечно, все дальше и дальше, пока, наконец, она не достигнет большого круглого свода неба. Здесь она снова пронзит две полярные точки; и это небесные полюса.

Все это, таким образом, довольно легко понять. На небе полюса отмечены продолжением оси Земли, точно так же, как на Земле полюса отмечены самой осью. И это сразу объясняет, почему звезды кажутся еженощно вращающимися вокруг полюса. Если наблюдателя поворачивают вокруг оси Земли, конечно, ему будет казаться, что звезды вращаются вокруг той же оси в противоположном направлении, точно так же, как дома и поля кажутся пролетающими мимо человека, сидящего в поезде, если он не остановится, чтобы вспомнить, что на самом деле он сам находится в движении, а не деревья и дома.

Как только существование такого центра суточных движений среди звезд признано, становится интересно выяснить, всегда ли сам центр сохраняет точно такое же положение на небе. Еще во времена Гиппарха (стр. 39) было обнаружено, что это не так и что небесный полюс подвержен медленному движению среди звезд на небе. Если бы какая-то звезда сегодня находилась точно на полюсе, она больше не была бы там по прошествии года; ибо полюс удалился бы от нее.

Это движение полюса называется прецессией. Это означает, что определенные силы постоянно действуют, заставляя ось Земли изменять свое положение, так что продолжение этой оси должно пронзать небо в точке, которая движется с течением времени. Эти силы создаются гравитационным притяжением солнца, луны и планет к материи, составляющей нашу Землю. Если бы Земля имела идеально сферическую форму, притяжение других небесных тел нисколько не повлияло бы на направление оси вращения Земли. Но Земля не совсем шарообразна по форме; она немного сплюснута у полюсов и несколько выпукла у экватора. (См. стр. 135.)

Эта выпуклая материя вблизи экватора дает другим телам в солнечной системе возможность нарушать вращение Земли. Общий эффект всех этих притяжений заключается в том, чтобы заставить небесный полюс двигаться по небу по кругу, имеющему радиус около 23½ градусов; и требуется 25 800 лет, чтобы завершить цикл этого прецессионного цикла. Одним из самых поразительных последствий этого движения будет смена полярной звезды. В настоящее время яркая звезда Полярная в созвездии Малой Медведицы находится очень близко к полюсу. Но по прошествии достаточного количества веков звезда первой величины Вега из созвездия Лиры в свою очередь станет Стражем Полюса.

Однако не следует полагать, что движение полюса происходит совершенно равномерно и по точному кругу; изменяющиеся положения небесных тел, чьи притяжения вызывают рассматриваемые явления, таковы, что вызывают заметные отклонения от точного кругового движения. Иногда полюс отклоняется немного в одну сторону от прецессионного круга, а иногда отклоняется в другую сторону. Конечный результат — своего рода волнистая линия, наполовину с одной стороны и наполовину с другой стороны от среднего кругового пути. Требуется всего девятнадцать лет, чтобы завершить одну из этих маленьких волн полярного движения, так что во всем прецессионном цикле в 25 800 лет насчитывается около 1400 таких изгибов. Это возмущение полярного движения называется астрономами нутацией.

Первый шаг в изучении полярного движения — разработать метод нахождения того, где именно находится полюс на любую данную дату. Если астроном может определить с помощью процессов наблюдения, где именно находится полюс среди звезд в любой момент, и может повторять свои наблюдения год за годом и поколение за поколением, он со временем будет обладать полной картой, по крайней мере, небольшой части огромной орбиты небесного полюса. Из этого он может получить необходимые данные для изучения математической теории притяжений и, таким образом, возможно, прийти к объяснению фундаментальных законов, управляющих вселенной, в которой мы живем.

Инструмент, который наиболее широко использовался для изучения этих проблем, — это пассажный инструмент (стр. 118) или «меридианный круг». Последний состоит из телескопа, прочно прикрепленного к металлической оси, вокруг которой он может вращаться. Сама ось опирается на массивные каменные опоры и расположена так, что она указывает как можно точнее в направлении восток-запад. Следовательно, когда телескоп поворачивается вокруг своей оси, он прочертит на небе большой круг (меридиан), который проходит через северную и южную точки горизонта и точку прямо над головой. Инструмент также имеет металлический круг, очень прочно прикрепленный к телескопу и его оси. В поверхность этого круга врезан серебряный диск, на котором выгравирована серия линий или делений, с помощью которых можно измерять углы.

Наблюдатели с меридианным кругом начинают с того, что отмечают точный момент, когда любая данная звезда проходит центр поля зрения телескопа. Этот центр отмечен крестом, сделанным путем закрепления в фокусе нескольких кусочков обычной паутины, которые дают хорошо заметный, тонкий набор линий, даже при увеличении окуляра телескопа. В дополнение к тому, чтобы таким образом отмечать время, когда звезда пересекает поле телескопа, астроном может измерить с помощью круга, как высоко она была в небе в тот момент, когда ее наблюдали.

Если телескоп меридианного круга повернуть к северу и мы будем наблюдать звезды близко к полюсу, можно сделать два разных наблюдения одной и той же звезды. Ибо близкие полярные звезды вращаются по таким маленьким кругам вокруг полюса небес, что мы можем наблюдать их, когда они находятся на меридиане либо выше полюса, либо ниже его. Двойные наблюдения такого класса позволяют нам получить высоту полюса над горизонтом и зафиксировать его положение относительно звезд.

Теперь существует одно очень серьезное возражение против этого метода. Чтобы обеспечить два необходимых наблюдения одной и той же звезды, необходимо находиться у инструмента в два момента времени, разделенных ровно двенадцатью часами; и если одно из наблюдений происходит ночью, другое соответствующее наблюдение произойдет при дневном свете.

Это факт, который не является общеизвестным, что более яркие звезды можно увидеть в телескоп, даже когда солнце находится довольно высоко над горизонтом. К сожалению, однако, есть только одна звезда близко к полюсу, которая достаточно ярка, чтобы ее можно было наблюдать таким образом при дневном свете — полярная звезда, уже упомянутая под названием Полярная. Тот факт, что мы таким образом ограничены наблюдениями только одной звезды, затруднил даже для поколений астрономов накопление с помощью меридианного круга очень большого количества наблюдательного материала, подходящего для решения нашей проблемы.

Новый метод наблюдения, к которому мы ссылались выше, состоит в применении фотографии к полярной проблеме. Если мы наведем на полюс мощный фотографический телескоп и будем экспонировать фотопластинку в течение всей ночи, мы обнаружим, что все звезды, попадающие в диапазон пластинки, прочертят маленькие круги или «следы» на проявленном негативе. Очевидно, что по мере того, как звезды вращаются вокруг полюса на небе, прочерчивая свои суточные круговые орбиты, эти же маленькие круги должны быть точно воспроизведены на фотопластинке. Единственное условие — чтобы звезды были достаточно яркими, чтобы их свет воздействовал на чувствительную желатиновую поверхность.

Но даже если наблюдения такого рода продолжаются в течение всех часов темноты, мы не получаем полных кругов, а только те части кругов, которые прочерчены на небе между закатом и восходом солнца. Если ночь длится двенадцать часов, мы получаем полукруги на пластинке; если она длится восемнадцать часов, мы получаем круги, которым не хватает только одной четверти до завершения. Другими словами, мы получаем серию дуг окружностей, по одной соответствующей каждой близкой полярной звезде. Существует не менее шестнадцати звезд, достаточно близких к полюсу, чтобы попасть в диапазон фотопластинки, и достаточно ярких, чтобы вызвать измеримые отпечатки на чувствительной поверхности. Тот факт, что дуги окружностей не являются полными кругами, нисколько не мешает нам использовать их для определения положения их общего центра; и этот центр — полюс. Более того, поскольку дуги распределены на всевозможных расстояниях от полюса и во всех направлениях, соответствующих случайным положениям звезд на небе, мы имеем положение дел, чрезвычайно благоприятное для точного определения места полюса среди звезд с помощью микроскопических измерений пластинки.

Будет понятно, что этот метод чрезвычайно прост и, следовательно, вероятно, будет успешным; хотя его простота несколько нарушается явлением, известным астрономам как «атмосферная рефракция». Лучи света, идущие к нашим телескопам от далекой звезды, должны пройти через атмосферу Земли, прежде чем достигнут нас; и, проходя таким образом из пустоты внешнего пространства в более плотный материал воздуха, они отклоняются от своего прямого курса. Это явление аналогично тому, что мы видим, когда проталкиваем палку через поверхность спокойной воды; мы замечаем, что палка кажется согнутой в точке, где она пронзает поверхность воды; и точно так же лучи света преломляются, когда они пронзают воздух. К счастью, математическая теория этого атмосферного преломления света хорошо изучена, так что можно удалить эффекты рефракции из наших результатов с помощью процесса вычислений. Другими словами, мы можем преобразовать наши фотографические измерения в то, какими бы они были, если бы не существовало такой вещи, как атмосферная рефракция. После того как это сделано, все дуги на пластинке должны быть точно круговыми, а их общий центр должен быть положением полюса среди звезд в ту ночь, когда была сделана фотография.

Можно значительно облегчить удаление эффектов рефракции, разместив наш фотографический телескоп в какой-либо точке Земли, расположенной на очень высокой широте. Высота полюса над горизонтом наибольшая на высоких широтах. Действительно, если бы арктические путешественники когда-нибудь смогли достичь полюса Земли, они увидели бы полюс небес прямо над головой. Теперь, чем выше полюс в небе, тем меньше будут эффекты атмосферной рефракции; ибо лучи света будут тогда падать на атмосферу в направлении, почти перпендикулярном ее поверхности, что благоприятствует уменьшению величины преломления.

Существует также другое очень важное преимущество размещения телескопа на высокой широте; в середине зимы ночи там очень длинные; если бы мы могли попасть внутрь самого Полярного круга, были бы ночи, когда часы темноты исчислялись бы двадцатью четырьмя, и мы могли бы заменить полные круги нашими разорванными дугами. Это было бы, действительно, наиболее благоприятно с астрономической точки зрения; но существенное условие удобства для наблюдателя делает экспедицию в замерзшие арктические регионы нецелесообразной.

Однако по крайней мере возможно разместить телескоп как можно дальше на север, насколько это совместимо с сохранением его в сфере влияния цивилизации. Мы можем установить его в той из существующих обсерваторий на Земле, которая имеет самую высокую широту; это обсерватория в Гельсингфорсе, в Финляндии, которая принадлежит крупному университету, укомплектована компетентными астрономами и расположена на широте более 60 градусов.

Доктор Андерс Доннер, директор Гельсингфорсской обсерватории, располагает прекрасным фотографическим телескопом, с помощью которого в 1895 году были сделаны предварительные экспериментальные «трековые» фотографии. Эти снимки были отправлены в Колумбийский университет в Нью-Йорке, где их измерили под руководством автора. Расчеты, основанные на этих измерениях, показывают, что метод весьма перспективен; поэтому было решено сконструировать специальный фотографический телескоп, лучше приспособленный к конкретным нуждам данной задачи.

Желательность создания нового телескопа обусловлена тем, что мы хотим, чтобы инструмент оставался абсолютно неподвижным в течение всех последовательных часов фотографической экспозиции. Очевидно, что если телескоп будет двигаться, пока звезды оставляют свои маленькие следы на пластинке, круговая форма кривых будет нарушена. Конечно, обычные астрономические телескопы всегда устанавливаются на очень устойчивых фундаментах, хорошо приспособленных для того, чтобы телескоп оставался неподвижным; но полярный телескоп, который мы хотим использовать в исследовании, фундаментальном для всей астрономической науки, должен обладать неподвижностью и стабильностью более высокого порядка, чем те, что требуются для обычных астрономических целей.

Примечательной особенностью инструмента, необходимого для новых трековых фотографий, является то, что он вообще никогда не перемещается. Будучи однажды наведенным на полюс, он готов ко всем наблюдениям последующих поколений астрономов. У него не должно быть никакого механизма, никаких цапф, осей, кругов, часов или других принадлежностей обычного экваториального телескопа. Все, что нам нужно, — это очень тяжелый каменный постамент с трубой телескопа, прочно закрепленной на нем по всей длине. Верхняя часть постамента, срезанная под нужным углом возвышения полюса, и намертво закрепленный телескоп — вот и все, что нужно с инструментальной точки зрения; и именно такой инструмент сейчас готов к использованию в Гельсингфорсе.

Покойная мисс Кэтрин Вулф Брюс из Нью-Йорка очень интересовалась предложенными автором полярными исследованиями, и в октябре 1898 года она предоставила средства на строительство нового телескопа, а российские власти великодушно взяли на себя расходы по возведению здания для размещения инструмента и гранитного фундамента, на котором он стоит. В настоящее время с помощью нового инструмента ведутся съемки, и фотографии будут отправлены в Колумбийский университет в Нью-Йорке для измерения и анализа. Есть надежда, что они оправдают ожидания, возложенные на предварительные снимки, сделанные в 1895 году с помощью менее подходящего телескопа обычной конструкции.

ЛУННАЯ МИСТИФИКАЦИЯ

Отношение общественности к научным вопросам — одна из загадок нашего времени. Его лучше всего можно описать одним словом: доверчивость; простая, абсолютная доверчивость. Совершенная уверенность — самая примечательная черта этого неверующего века. Ни один шарлатан, некромант или астролог трехсотлетней давности не пользовался таким уважительным вниманием, как его сегодняшний преемник.

Любой человек может стать научным авторитетом; ему достаточно лишь назваться этим титулом, и все окажут ему уважительное внимание. Можно привести множество примеров из опыта самых последних лет, показывающих, насколько верны эти замечания. У нас были двигатель Кили и проекты получения энергии из жидкого воздуха, чтобы сделать что-то из ничего. Извлечение золота из морской воды было должным образом провозглашено научным авторитетом как легкий источник сказочного богатства для миллионов. Трезвомыслящие деловые люди не только верят в такие вещи, но и вкладывают в них свое самое ценное достояние — капитал. Продавцы патентованных средств и лекарств наживают богатство как по волшебству, хотя достаточно лишь на мгновение задуматься, чтобы понять, что эти люди никак не могут обладать какими-либо лекарствами или секретными методами их приготовления, которые были бы неизвестны ученым-химикам.

Если мир упорно доверяет свое здоровье и богатство шарлатанам, чего же нам ожидать, когда на кону стоят вещи, предположительно имеющие гораздо меньшую ценность? Знаменитая «Лунная мистификация», как мы ее теперь называем, — это поистине классический образец лжи. Хотя она датируется еще 1835 годом, у нее никогда не было равных как у образца «современной» журналистики. Нет ничего полезнее, чем напоминать о ней общественности хотя бы раз в десятилетие; ибо она преподает важный урок, который необходимо повторять снова и снова.

13 ноября 1833 года сэр Джон Гершель отправился на корабле «Маунтстюарт Эльфинстоун» к мысу Доброй Надежды. Он взял с собой коллекцию астрономических инструментов, с помощью которых намеревался изучать небо южного полушария и тем самым расширить великую работу своего отца на южные полярные звезды. Будучи усердным студентом астрономии, он не просил ничего лучшего, кроме как оставить его в покое, чтобы он мог искать истину своим собственным путем. Он и не подозревал, что его экспедиция станет основой для фабрикации предполагаемых астрономических открытий, призванных поразить полушарие. Тем не менее, именно это и произошло. Где-то в середине 1835 года газета «Нью-Йорк Сан» начала публикацию серии статей, претендующих на то, чтобы дать отчет о «Великих астрономических открытиях, недавно сделанных сэром Джоном Гершелем на мысе Доброй Надежды». Утверждалось, что эти статьи были взяты из приложения к «Эдинбургскому научному журналу»; однако нет сомнений, что они были полностью сфабрикованы в Соединенных Штатах, и, вероятно, в Нью-Йорке.

Мистификация сразу начинается в напыщенном стиле, рассчитанном на привлечение внимания публики и хорошо подходящем к чудесам, о которых собираются рассказать. Вот вступительное замечание в качестве примера: «Поэтично сказано, что звезды небесные — это наследственные регалии человека как интеллектуального властелина животного мира. Теперь он может окутать себя зодиаком с более высоким осознанием своего ментального превосходства». Затем следует обстоятельный и весьма правдоподобный рассказ о том, каким образом была получена ранняя и эксклюзивная информация с Мыса. Это, конечно, было важно для того, чтобы заставить людей поверить в подлинность всего этого; но мы сразу перейдем к более интересному описанию предполагаемого инструмента Гершеля.

Ничто не может быть искуснее того, как атмосфера правды нагнетается вокруг предстоящего рассказа о чудесных открытиях путем подробного объяснения конструкции воображаемого гершелевского инструмента. Предполагается, что сэр Джон имел интересную беседу в Англии «с сэром Дэвидом Брюстером о достоинствах некоего остроумного предложения последнего в его статье об оптике в Эдинбургской энциклопедии (стр. 644) по усовершенствованию ньютоновских рефлекторов». Точная ссылка на конкретную страницу здесь просто восхитительна. После некоторого дальнейшего разговора «беседа переключилась на этого всепобеждающего врага — нехватку света в мощных увеличительных приборах. После нескольких мгновений молчаливого раздумья сэр Джон робко поинтересовался, нельзя ли осуществить перенос искусственного света через фокальный объект зрения! Сэр Дэвид, несколько пораженный оригинальностью идеи, помедлил, а затем нерешительно сослался на преломляемость лучей и угол падения... Сэр Джон продолжил: «Почему нельзя применить освещенный микроскоп, скажем, гидрокислородный, чтобы сделать четким и, при необходимости, даже увеличить фокальный объект?» Сэр Дэвид вскочил со стула в экстазе убеждения и, подпрыгнув чуть ли не до потолка, воскликнул: «Ты — тот самый человек!» Этот абсурдный воображаемый разговор содержит лишь набор оптического жаргона, составленного без малейшего намерения донести какой-либо понятный смысл до научных кругов. Тем не менее, он был хорошо приспособлен для того, чтобы обмануть публику; и мы не удивимся, если многие газетные читатели сегодня поверят в него.

Авторы продолжают объяснять, как были собраны деньги на строительство нового инструмента, а затем описывают отплытие Гершеля и трудности, связанные с транспортировкой его гигантских машин к месту, выбранному для наблюдательной станции. «Сэр Джон совершил подъем на равнины с помощью двух сменных упряжек волов по восемнадцать голов в каждой, примерно за четыре дня, и, при помощи нескольких компаний голландских буров [sic], немедленно приступил к возведению своего гигантского сооружения». Место, действительно выбранное Гершелем, невозможно описать лучше, чем его собственными словами, содержащимися в подлинном письме от 21 января 1835 года: «Совершенный рай в богатых и великолепных горных пейзажах, укрытый от всех ветров... Я должен оставить для следующего письма все описание роскошного цветения, украшающего эту великолепную страну, а также поразительного блеска созвездий». Автор мистификации не мог знать о реальном местонахождении Гершеля, как оно описано в этом письме.

Автор настоящей книги может засвидетельствовать правильность слов Гершеля. Фельдхаузен — поистине идеальное уединенное место для астрономических исследований. Небольшой обелиск под отвесной скалой знаменитой Столовой горы теперь отмечает место, где стоял большой зеркальный телескоп. Здесь Гершель проводил свои исследования южного неба. Он наблюдал 1202 двойные звезды и 1708 туманностей и скоплений, из которых только 439 были известны ранее. Он изучал знаменитые Магеллановы облака и сделал первые тщательные зарисовки туманности «Замочная скважина» в созвездии Арго.

Самые последние исследования нынешнего королевского астронома на Мысе показали, что в этой туманности определенно произошли значительные изменения со времен Гершеля, когда внутри нее наблюдалась внезапная вспышка удивительной звезды Эта Киля. Этот объект, возможно, претерпел более заметные изменения блеска, чем любая другая звезда на небе. Как будто там происходит какой-то грандиозный пожар, то вспыхивающий до раскаленного состояния, то почти исчезающий из виду. В 1843 году Маклир оценил блеск Эты примерно равным блеску Сириуса, самой яркой звезды на всем небе. Позже ее блеск уменьшился, и сегодня ее нельзя увидеть невооруженным глазом, хотя последние телескопические наблюдения показывают, что она снова начинает разгораться.

Таково было спокойное изучение Гершелем его любимой науки, в разительном контрасте с предполагаемыми открытиями «Мистификации». Вот несколько вещей, которые якобы были увидены на Луне. В первый раз, когда инструмент был направлен на наш спутник, «поле зрения было покрыто по всей своей площади прекрасно отчетливым и даже ярким изображением базальтовой породы». Были там и леса, и вода: «более прекрасных берегов ангелы никогда не видели во время своих прогулок. Пляж из ослепительно белого песка, окаймленный дикими зубчатыми скалами, по-видимому, из зеленого мрамора».

Там была и животная жизнь: «мы видели непрерывные стада коричневых четвероногих, имеющих все внешние характеристики бизона, но более мелких, чем любой вид рода Bos в нашей естественной истории». Там был своего рода бобр, который «носит своих детенышей на руках, как человек», и живет в хижинах. «Судя по появлению дыма почти во всех из них, нет сомнений в том, что он (бобр) знаком с использованием огня». Наконец, как, конечно, было неизбежно, были обнаружены человеческие существа. «Вглядываясь в перспективу на расстоянии около полумили, мы были поражены, увидев четыре последовательные стаи большекрылых существ, совершенно не похожих ни на каких птиц, которые с медленным, ровным движением спускались со скал на западной стороне и опускались на равнину... Безусловно, они были похожи на людей, и их осанка при ходьбе была прямой и достойной».

У нас нет места, чтобы привести более обширные выдержки из мистификации, но мы полагаем, что вышеприведенные образцы покажут, насколько обманчивой была вся эта затея. Редкое переиздание, из которого мы взяли наши цитаты, содержит также несколько интересных «Мнений американской прессы относительно вышеупомянутого открытия». Газета «Дейли Адвертайзер» писала: «Мы полагаем, что за последние годы не появлялось статьи, которая вызвала бы столь всеобщее прочтение и публикацию. Сэр Джон добавил к знаниям нынешнего века запас, который увековечит его имя и поставит его высоко на страницах науки». Газета «Меркантайл Адвертайзер» писала: «Открытия на Луне. — Мы начинаем сегодня публикацию интересной статьи, которая, как утверждается, была скопирована из «Эдинбургского научного журнала» и которая впервые появилась здесь в одной из современных газет нашего города. Похоже, она несет в себе внутренние доказательства того, что является подлинным документом». Приведено много других подобных выдержек. Газета «Нью-Йорк Ивнинг Пост» не попалась в ловушку. Замечания «Ивнинг Пост» были следующими: «Вполне уместно, что «Сан» должна стать средством пролития столь большого света на Луну. То, что на Луне должны быть крылатые люди, не кажется нам более удивительным, чем существование такой расы существ на Земле; и то, что такая раса существует или существовала, опирается на свидетельство самого правдивого из путешественников и самого обстоятельного из летописцев, Питера Уилкинса, чья знаменитая работа не только дает отчет о внешнем виде и привычках интереснейшего племени летающих индейцев, но и обо всех тех более тонких и привлекательных чертах, которые автор смог обнаружить благодаря супружеским отношениям, в которые он вступил с одной из женщин крылатого племени».

Мы ограничим наши выдержки из современной прессы несколькими приведенными здесь цитатами, надеясь, что было сказано достаточно, чтобы еще раз обратить внимание на этот важный предмет — возможность быть обманутым.

ПУНКТ НАЗНАЧЕНИЯ СОЛНЦА

Три поколения людей сменились с тех пор, как маркиз де Лаплас предстал перед Академией Франции и представил свое доказательство постоянной устойчивости нашей Солнечной системы. В великолепно простой концепции Ньютона о вечном законе, управляющем миром, в котором мы живем, был один существенный изъян. Труды математиков, последовавших за ним, показали, что планеты должны прочерчивать в пространстве пути, форму которых можно заранее определить с безошибочной точностью с помощью закона всемирного тяготения Ньютона. Но они столь же убедительно доказали, что эти планетные орбиты, как их называют, не могут бесконечно сохранять одни и те же формы или положения. Медленными, конечно, могут быть изменения, которым они суждено подвергнуться; медленными, но верными, с той уверенностью, которая присуща только небесной науке. И поэтому люди спрашивали: была ли эта великолепная Солнечная система построена в столь грандиозном масштабе, приведена в действие в соответствии с законом, возвышенным в своей простоте, лишь для того, чтобы меняться и меняться, пока, наконец, она не потеряет всякое подобие самой себя и не закончится, возможно, хаосом или исчезновением?

Лаплас смог уверенно ответить: «Нет». И его ответ не был облечен в восторженный язык несбалансированных теоретиков, работающих только с помощью воображения. Основанные на неопровержимой логике правильных математических рассуждений и облаченные в строгий наряд математических формул, его результаты принесли убеждение ученым всего мира. Так было доказано, что изменения в нашей Солнечной системе действительно происходят и будут продолжаться почти бесчисленные века; однако столь же верно то, что в конце концов они будут обращены вспять, и система будет стремиться вернуться к своей первоначальной форме и состоянию. Возражение о том, что закон Ньютона означает окончательный распад мира, было таким образом разрушено Лапласом. С того дня закон тяготения был принят как господствующий над всеми явлениями, видимыми в нашем планетном мире.

После того как тонкости нашей собственной Солнечной системы были таким образом освещены, беспокойная активность человеческого интеллекта была стимулирована к поиску новых проблем и новых тайн за ее пределами. Еще более захватывающими, чем движения нашего Солнца и планет, являются все те вопросы, которые касаются звездных скоплений, подвешенных в глубоком своде ночи. Оказывает ли тот же закон тяготения свое магическое влияние на это туманное облако Плеяд, связывая их, подобно нам, неразрывными узами? Кто ответит «да» или «нет»? Мы можем лишь сказать, что астрономы пока сделали лишь шаг на порог Вселенной и направили великий глаз телескопа на то, что находится внутри.

Давайте начнем с того, что напомним читателю, что подразумевается под ньютоновским законом тяготения. По-видимому, все вещи обладают замечательным свойством притягивать или тянуть друг друга. Ньютон провозгласил, что все вещества — твердые, жидкие или даже газообразные, от массивной скалы до невидимого воздуха, — вся материя не может не притягивать, так же как не может не существовать. Его закон далее формулирует определенные условия, регулирующие способ, которым осуществляется это гравитационное притяжение; но это лишь детали; интерес сосредоточен на самом таинственном факте притяжения. Как может одна вещь тянуть другую без какой-либо связующей нити, через которую может действовать тяга? Именно здесь мы касаемся момента, который до сих пор не объяснен. Природа скрывает от науки свои конечные тайны. Те, кто размышлял дольше всех, кто спустился дальше всех людей в чистый колодец знаний, делали это лишь для того, чтобы прощупать глубины за его пределами, так и не достигнув дна.

Эта наша неспособность дать хорошее физическое объяснение гравитации заставила некоторых создателей парадоксов усомниться или даже отрицать существование таковой. Но, к счастью, у нас есть простой лабораторный эксперимент, который нам помогает. Необъясненным он может оставаться всегда, но то, что между физическими объектами, не соединенными никакой видимой связью, может существовать притяжение, доказывается поведением обычного магнита. Поместите небольшой кусок стали или железа рядом с намагниченным стержнем, и он сразу же будет притянут настолько сильно, что буквально полетит к магниту. Любой, кто видел этот простой эксперимент, никогда больше не сможет отрицать, по крайней мере, возможность закона притяжения, как его сформулировал Ньютон. Как только эта возможность признана, тот факт, что он может предсказывать движения всех планет, вплоть до мельчайших деталей, превращает возможность его истинности в уверенность, столь же сильную, какой может быть любая человеческая уверенность.

Но это доказательство закона Ньютона строго ограничено самой Солнечной системой. Мы можем, конечно, рассуждать по аналогии и принять как должное, что закон, который действует в нашей непосредственной близости, с чрезвычайной вероятностью верен и для всей видимой Вселенной. Но ученые неохотно рассуждают таким образом; отсюда и очарование исследований в космической астрономии. Аналогия указывает путь. Астроном не медлит следовать за ней; но он всегда стремится установить на неопровержимых доказательствах те истины, которые поначалу лишь его смелое воображение заставляло его наполовину подозревать.

Если мы собираемся распространить закон тяготения до предела, мы должны быть осторожны, чтобы рассмотреть сам закон в его наиболее полной форме. Часто говорят, что небесное тело, подобное Солнцу, управляет движениями своей семьи планет; но такое утверждение не совсем точно. Управляющее тело — не деспот; оно такой же жалкий раб закона и порядка, как и самая крошечная из сопровождающих планет. Действие гравитации взаимно, и ни одно космическое тело не может притягивать другое, не будучи само в свою очередь подверженным гравитационному воздействию этого другого.

Если бы в нашей Солнечной системе было только два тела, Солнце и планета, мы обнаружили бы, что каждое из них движется по пути в пространстве под влиянием притяжения другого. Эти два пути, или орбиты, были бы овальными, и если бы Солнце и планета были одинаково массивными, орбиты были бы точно одинаковыми как по форме, так и по размеру. Но если бы Солнце было намного больше планеты, орбиты все равно были бы схожи по форме, но та, по которой движется более крупное тело, была бы маленькой. Ибо неразумно ожидать, что маленькая планета заставит большое Солнце двигаться со скоростью, столь же большой, как та, которую она сама получает от притяжения более крупного светила.

Всякий раз, когда превосходство более крупного тела чрезвычайно велико, его орбита будет соответственно незначительной по размеру. Именно так обстоит дело с нашим собственным Солнцем. Оно настолько массивно по сравнению с планетами, что орбита слишком мала, чтобы обнаружить свое фактическое существование без помощи наших самых совершенных инструментов. Путь, прочерченный центром Солнца, не заполнил бы пространство, равное объему самого Солнца. Тем не менее, истинное орбитальное движение существует.

Таким образом, мы можем сделать вывод, что как необходимое следствие закона тяготения каждый объект в Солнечной системе находится в движении. Сказать, что планеты вращаются вокруг Солнца, — значит пренебречь как неважной малой орбитой самого Солнца. Это может быть достаточно точно для обычных целей; но, несомненно, необходимо не упускать из виду ни одного фактора, каким бы малым он ни был, если мы намерены распространить наши рассуждения на рассмотрение звездной Вселенной. Ибо тогда нам придется иметь дело с системами, в которых планеты соизмеримы по размеру с Солнцем; и в таких системах все орбиты также будут сравнительно равны по важности.

Математический анализ вывел из обсуждения закона тяготения еще один факт, который, возможно, превосходит в своем простом величии все, о чем мы до сих пор упоминали. Неважно, насколько велико может быть число массивных светил, прочерчивающих свои бесчисленные переплетающиеся кривые пути в пространстве, в каждой космической системе все равно должна быть одна единственная неподвижная точка. Эта точка называется Центром тяжести. Если бы случилось так, что в начале времен какая-то частица материи находилась в этом центре, то этот атом навсегда остался бы неподвижным и невозмутимым на протяжении всех последовательных превратностей космической эволюции. Сомнительно, может ли человеческий разум сформировать концепцию чего-то более грандиозного, чем такой неподвижный атом внутри таинственных хитросплетений космического движения.

Но в целом мы не можем предполагать, что центры тяжести в различных звездных системах действительно заняты реальными физическими телами. Центр может быть просто математической точкой в пространстве, расположенной среди нескольких тел, составляющих систему, но, тем не менее, наделенной в определенном смысле тем же замечательным свойством относительной неподвижности.

Определив таким образом центр тяжести в его отношении к составным частям любой космической системы, мы можем легко перейти к его характерным свойствам в связи с взаимосвязью звездных систем друг с другом. Математически можно доказать, что наша Солнечная система будет притягивать далекие звезды точно так же, как если бы Солнце и все планеты были сосредоточены в одну огромную сферу, центр которой находится в центре тяжести всей системы. Именно это свойство центра тяжести делает его исключительно важным в космических исследованиях. Ибо, хотя мы знаем, что этот центр находится в покое относительно всех планет системы, он может, тем не менее, в своем качестве своего рода концентрированной сущности их всех, быстро двигаться через пространство под воздействием притяжения далеких звезд. В этом случае сопровождающие тела будут двигаться вместе с ним — но они будут продолжать свои эволюции внутри системы, совершенно не подозревая, что центр тяжести несет их по гораздо более широкой орбите.

Какова природа этой орбиты? Этот вопрос уже много лет является предметом серьезного изучения яснейшими умами среди астрономов. Самая большая трудность на этом пути — сравнительно короткий период, в течение которого люди могли проводить точные астрономические наблюдения. Пространство и время — две концепции, которые превосходят способности определения, которыми обладает любой человек. Но мы можем, по крайней мере, составить представление о том, насколько обширно время, если вспомним, что период, охваченный письменными записями человечества, зарегистрирован лишь как единый момент на великом вращающемся циферблате небесного свода. Прошло сто пятьдесят лет с тех пор, как Джеймс Брэдли заложил основы современной звездной астрономии своей мастерской серией наблюдений в Королевской обсерватории в Гринвиче, Англия. И все же движения звезд разворачиваются на небосводе так медленно, что даже по сей день никто из людей не видел, чтобы хоть одна из них прочертила более чем бесконечно малую долю своего предназначенного пути через пустоты пространства.

Путешественники на железной дороге не могут в любой данный момент сказать, движутся ли они по прямой линии или поезд поворачивает на какой-то кривой огромного размера. Железная дорога Сен-Готард имеет несколько так называемых «штопорных» туннелей, внутри которых рельсы совершают полный поворот по спирали, и поезд в конечном итоге выходит из туннеля в точке, почти вертикально расположенной над входом. Таким образом, поезд поднимается на более высокий уровень. Пассажиры обычно развлекаются в этих туннелях, наблюдая за стрелкой обычного карманного компаса. Эта стрелка, конечно, всегда указывает на север; и по мере того как поезд поворачивает на своей кривой, стрелка совершит полный оборот. Но пассажир не мог бы знать без компаса, что поезд не движется по идеально прямой линии. Точно так же мы, пассажиры на Земле, не осознаем, по какому пути мы движемся, пока, подобно компасу, инструменты астронома не откроют нам истину.

Но, как мы видели, точные астрономические наблюдения еще не охватили период времени, соответствующий тем нескольким минутам, в течение которых путешественник Сен-Готарда наблюдает за компасом. Мы все еще в неведении и пока не знаем, проживет ли человечество на Земле достаточно долго, чтобы увидеть, как стрелка компаса совершит свой оборот. Мы вынуждены верить, что движение нашего Солнца в пространстве происходит по кривой линии; но, насколько позволяют судить точные наблюдения, мы можем лишь сказать, что пока мы прошли лишь бесконечно малый элемент этой могучей кривой. Однако мы знаем точку на небе, в направлении которой направлен этот крошечный элемент нашего пути, и мы имеем приблизительное знание о скорости, с которой мы движемся.

Более века назад сэр Уильям Гершель смог приблизительно определить то, что мы называем апексом пути Солнца в пространстве, или точку среди звезд, в направлении которой этот путь в данный момент направлен. Мы говорим «в данный момент», но мы имеем в виду тот момент, начало которого Брэдли увидел в 1750 году и на конец которого никто из ныне живущих никогда не посмотрит. Гершель обнаружил, что сравнение старых звездных наблюдений, по-видимому, указывает на то, что звезды в определенной части неба как бы расходятся, а созвездия в противоположной части неба, казалось, сжимаются или становятся меньше. Этому может быть только одно разумное объяснение. Мы должны двигаться к той части неба, где звезды разделяются. Точно так же человек, наблюдающий за приближающимся полком солдат, сначала увидит лишь беспорядочную массу людей; но по мере того, как они приближаются, отдельные солдаты будут казаться разделяющимися, пока, наконец, каждый из них не станет виден отдельно от всех остальных.

Гершель определил положение апекса в точке в созвездии Геркулеса. Самые последние исследования Ньюкома и других в целом подтвердили выводы Гершеля. С интуитивной силой редкого гения Гершель смог отсеять истину от заблуждения. Наблюдательные данные, которыми он располагал, сейчас назвали бы грубыми, но они раскрыли пытливому взору его острого ума зерно истины, которое в них содержалось. Более поздние исследователи повысили точность наших знаний, так что теперь мы можем сказать, что нынешнее направление солнечного движения известно с очень узкими пределами. На небе можно было бы нарисовать крошечный кружок, на который астроном мог бы указать рукой и сказать: «Вон в том маленьком кружке находится цель, к которой сегодня устремляются Солнце и планеты». Даже скорость этого движения была измерена и оказалась равной примерно десяти милям в секунду.

Объективная точка и скорость движения, таким образом, установлены, и точная наука хранит молчание. Здесь подлинное знание заканчивается; и мы можем продвинуться дальше только с помощью того воображения, которое ученым необходимо обуздывать в каждый момент. Но пусть никто не думает, что Солнце когда-нибудь достигнет так называемого апекса. Это означало бы космическое движение по прямой линии, в то время как все соображения небесной механики указывают на движение по кривой. Когда мы достаточно повернем на этой кривой, чтобы обнаружить ее изгиб? Это проблема, которую мы должны оставить как богатое наследие будущим поколениям, которые придут после нас. Идею провидца-теоретика о великом центральном солнце, управляющем путем нашего собственного Солнца в пространстве, следует отбросить как слишком смелую. Но вместо такого центрального солнца мы можем подставить центральный центр тяжести, принадлежащий великой системе, членом которой наше Солнце является лишь незначительной частью. Тогда мы приходим к концепции, которая ничего не потеряла в величии своей простоты и при этом согласуется с вероятностями строгой механической науки. Мы перестаем быть одиноким миром и протягиваем узы общего родства к вон тем звездам на небосводе.

УКАЗАТЕЛЬ

| PAGE
Airy, Astronomer Royal, | 1
Allis, photographs comet, | 101
Andromeda nebula, | 28
temporary star, | 28, 29, 45
Apex, of solar motion, explained, | 221
Aquila, constellation, temporary star in, | 40
Arctic regions, position of pole in, | 194
Argo, constellation, variable star in, | 205
Association, international geodetic, | 139
Asteroids, first discovery by Piazzi, | 59, 106
discovery by photography, | 64
group of, | 63
photography of, invented by Wolf, | 104
Astronomer, royal, | 1
working, description of, | 152
Astronomer's Pole, the, | 184
Astronomy, journalistic, | 176
practical uses of, | 112
Atmospheric refraction, explained, | 193
Axis, of figure of the earth, | 136
of rotation of the earth, | 136
polar, of telescope, | 173
Barnard, discovers satellite of Jupiter, | 51
Bessel, measures Pleiades, | 15
Bond, discovers crape ring of Saturn, | 144
Bradley, observes at Greenwich, | 219
Brahe, Tycho, his temporary star, | 40
Bruce, endows polar photography, | 197
Campbell, observes Pole-star, | 18
Cape of Good Hope, observatory, photography at, | 101
telescope, | 170, 174
Capriccio, Galileo's, | 55
Cassini, shows Saturn's rings to be double, | 144
Cassiopeia, temporary star in, | 40
Celestial pole, | 184
Central sun theory, | 223
Centre of gravity, | 217
Chart-room, on ship-board, | 5
Chronometer, invention of, | 8
Circle, meridian, explained, | 189
Clerk Maxwell, discusses Saturn's rings, | 146
Clock, affected by temperature, | 117
affected by barometric pressure, | 117
astronomical, | 115
astronomical, how mounted, | 116
astronomical, its dial, | 116
error of, determined with transit, | 118
jeweller's regulator, | 114
of telescope, | 175
Clusters of stars, photography of, | 98
Columbia University Observatory, latitude observations, | 139
polar photography, | 196
Common, his reflecting telescope, | 32
Confusion of dates, in Pacific Ocean, | 125
Congress of Astronomers, Paris, 1887, | 102
Constellations, | 162
Control, "mouse," for photography, | 88
Copernican theory of universe, | 53, 56
demonstration, | 94
Corkscrew tunnels, | 220
Crape ring of Saturn, | 144
Cumulative effect, in photography, | 84
Date, confusion of, in Pacific Ocean, | 125
Date-line, international, explained, | 126
Development of photograph, | 81
Dial, of astronomical clock, | 116
"Dialogue" of Galileo, | 53
Differences of time, explained, | 121
Directions, telescopic measurement of, | 21
Directory of the heavens, | 103
Distance, of light-source in photography, | 83
of stars, | 94, 106, 158
of Sun, | 67, 97, 106
Donner, polar photography, | 195
Double telescopes, for photography, | 86
Earth, motions of its pole, | 131
rotation of, | 136, 162, 171, 184
shape of, | 135
Eclipses, photography of, | 109
Elkin, measures Pleiades, | 15
Equatorial telescope, explained, | 170
Eros, discovered by Witt, | 66, 105
its importance, | 67
Error of clock, determined by transit, | 118
Exposure, length of, in photography, | 84
Feldhausen, Herschel's observatory near Capetown, | 204
Fiji Islands, their date, | 126
Fixed polar telescope, | 197
"Following" the stars, | 88, 173
Four-day cycle of pole-star, | 24
France, outside time-zone system, | 129
Fundamental longitude meridian, | 124
Galileo, | 47
and the Church, | 48
discoveries of, | 49
observes Saturn, | 141
Galle, discovers Neptune, | 61
Gauss, computes first asteroid orbit, | 60
Gautier, Paris, constructs big telescope, | 179
Geodetic Association, international, | 139
Geography, maps, astronomical side of, | 112
Geology, polar motion in, | 131
Gill, photographs comet, | 100
Gilliss, at Naval Observatory, Washington, | 169
Goldsborough, at Naval Observatory, Washington, | 169
Grande Lunette, Paris, 1900, | 176, 180
Gravitation, | 13
in Pleiades, | 14, 212
law of, Newton's, | 212
Gravity, centre of, | 217
Greenwich, origin of longitudes, | 7, 124
time, | 7
Groombridge, English astronomer, | 1
Harrison, inventor of chronometer, | 8
Head, of heliometer, | 156
Heidelberg, photography at, | 104
Heliometer, | 152
head of, | 156
how used, | 157
principle of, | 154
scales of, | 158
semi-lenses of, | 155
Helsingfors observatory, polar photography at, | 195
Henry, measures Pleiades, | 11, 17
Hercules, constellation, solar motion toward, | 222
Herschel, discovers apex of solar motion, | 221
discovers Uranus, | 59, 141
John, the moon hoax, | 200
Hipparchus, discovers precession, | 186
early star-catalogue, | 21, 39
invents star magnitudes, | 91
Huygens, announces rings of Saturn, | 142
his logogriph, | 143
Ice-cap, of Earth, | 131
Index Librorum Prohibitorum, | 53
International, date-line, explained, | 126
geodetic association, | 139
Inter-stellar motion, in clusters, | 98
in Pleiades, | 14
Islands of Pacific, their longitude and time, | 125
Japan, latitude station in, | 139
Jewellers' correct time, | 121
Journalistic astronomy, | 176
Jupiter's satellites, discovered by Galileo, | 50
discovered by Barnard, | 51
Keeler, observes Saturn's rings, | 140, 147, 150
photographs nebulæ, | 32
"Keyhole" nebula, | 205
Lambert, determines longitude of Washington, | 168
Laplace, discusses Saturn's rings, | 146
nebular hypothesis, | 33
stability of solar system, | 210
Latitude, changes of, | 133, 138
definition of, | 134
determining the, | 6
Leverrier, predicts discovery of Neptune, | 61, 142
Lick Observatory, Keeler's observations, | 140
Light, undulatory theory of, | 19, 148
Light-waves, measuring length of, | 20, 149
Logogriph, by Huygens, | 143
Long-exposure photography, | 85
Longitude, counted East and West, | 125
determining, | 6
determining by occultations, | 167
effect on time differences, | 123
explained, | 123
of Washington, first determined, | 168
Maclear, observes Eta Argus, | 205
Magnitudes, stellar, | 91
Manila, its time, | 127
Maps, astronomical side of, | 112
Meridian circle, explained, | 189
Milky-way, poor in nebulæ, | 33
Minor Planets, see Asteroids.
Moon, Hoax, | 199
motion among stars, | 163
mountains discovered by Galileo, | 49
size of, measured, | 166
Motion of moon, | 163
Motions of the Earth's Pole, | 131
Mounting Great Telescopes, | 170
Naked-eye nebulæ, | 28
Naples, Royal Observatory, latitude observations, | 139
Naval Observatory, Washington, noon signal, | 120
Navigation, | 1
before chronometers, | 3
use of astronomy in, | 113
Nebulæ, | 27
Nebula, in Andromeda, | 28
in Orion, | 30
"keyhole", | 205
Nebular, hypothesis, | 33
structure in Pleiades, | 17
Nebulous stars, | 31
Negative, and positive, in photography, | 82
Neptune, discovery predicted by Leverrier, | 61, 142
discovery by Galle, | 61
Newcomb, fixes apex of solar motion, | 222
Newton, law of gravitation, | 212
longitude commission, | 8
New York, its telegraphic time system, | 120
Noon Signal, Washington, | 120
Number, of nebulæ, | 31, 33
of temporary stars, | 38
Nutation, explained, | 188
Occultations, | 161
explained, | 165
Occultations, use of, | 166, 167
Orion nebula, | 30
Pacific islands, their longitude and time, | 125
Parallax, solar, | 67, 106
stellar, | 94, 106
measured with heliometer, | 158
Paris, congress of astronomers, 1887, | 102
exposition of 1900, | 176
Periodic motion of earth's pole, | 133
Perseus, constellation, temporary star in, | 46
Philippine Islands, their time, | 127
Photography, asteroid, invented by Wolf, | 104
congress of astronomical, | 102
cumulative effect of light, | 84
distance of light-source, | 83
double telescopes for, | 86
general star-catalogue, | 102
In Astronomy, | 81
in discovery of asteroids, | 64, 104
in solar physics, | 109
in spectroscopy, | 108
length of exposure, | 84
measuring-machine, Rutherfurd, | 93
motion of telescope for, | 87
"mouse" control of telescope, | 88
of eclipses, | 109
of inter-stellar motion, | 99
Paris congress, 1877, | 102
polar, | 191
Rutherfurd pioneer in, | 90
star-clusters, | 98
star-distances measured by, | 94
summarized, | 110
wholesale methods in, | 103
Piazzi, discovers first asteroid, | 59, 106
Pitkin, report to House of Representatives, | 168
Planetary nebulæ, | 31
Planet of 1898, | 58
Planetoids, see Asteroids.
Planets known to ancients, | 58
Pleiades, | 10
gravitation among, | 212
motion among, | 14, 16, 98
nebular structure, | 17
number visible, | 11
Polar axis, of telescope, | 173
Polar photography, | 191
at Helsingfors, | 195
Pole, celestial, | 184
of the earth, motions of, | 131
the Astronomer's, | 184
Pole-Star, | 18
as a binary, | 25
as a triple, | 18, 26
change of, | 187
its four-day cycle, | 24
motion toward us, | 24
Positive, and negative, in photography, | 82
Potsdam, observatory, photographic star-catalogue, | 103
Practical uses of astronomy, | 112
Precession, explained, | 186
Prize, for invention of chronometer, | 8
Ptolemaic theory of universe, | 56
Ptolemy, writes concerning Hipparchus, | 39
Railroad time, explained, | 127
Refraction, atmospheric, explained, | 193
"Regulator," the jeweller's clock, | 114
Ring-nebulæ, | 31
Rings, of Saturn, see Saturn's rings.
Roberts, Andromeda nebula, | 28
Rotation, of Earth, | 136, 162, 171, 184
of Saturn, | 150
Royal Astronomer, his duties, | 2
Royal Observatory, Greenwich, | 124
Greenwich, Bradley's observations, | 219
Naples, latitude observations, | 139
Rutherfurd, cluster photography, | 99
invents photographic apparatus, | 93
pioneer in photography, | 90
stellar parallax, | 94
Sagredus, character in Galileo's Dialogue, | 55
Salusbury, Galileo's translator, | 50, 54
Salviati, character in Galileo's Dialogue, | 55
Samoa, its date, | 126
Saturn's Rings, | 140
analogy to planetoids, | 147
announced by Huygens, | 142
observed with spectroscope, | 147
shown to be double by Cassini, | 144
structure and stability, | 145
Scales, of heliometer, | 158
Scorpio, constellation, temporary star in, | 39
Semi-lenses of heliometer, | 155
Sextant, how used, | 4
Sicily, latitude station in, | 139
Sidereus Nuncius, published by Galileo, | 52
Simplicio, character in Galileo's Dialogue, | 55
Sirius, brightest star, | 205
Size of Moon, measured, | 166
Société de l'Optique, | 177
Solar parallax, see Sun's distance.
physics, by photography, | 109
system, stability of, | 210
Spectroscope, its use explained, | 147
used on pole-star, | 19
to observe Saturn's rings, | 147
Spiral nebulæ, | 31
Stability, of Saturn's rings, | 145
of Solar System, | 210
Standards, time, of the world, | 111
table of, | 130
"Standard" time, explained, | 127
Star-catalogue, general photographic, | 102
Star-clusters, photography of, | 98
Star-distances | 94, 106
measured with heliometer, | 158
Rutherfurd, | 94
Star magnitudes, | 91
Star-motion, toward us, | 21
Star-tables, astronomical, | 118
Stars, variable, | 42
St Gothard railway, tunnels, | 220
Sun, newspaper, the moon hoax, | 201
Sun-Dial, How to Make a, | 69
Sun's, Destination, | 210
distance, compared with star distance, | 97
measured with Eros, | 67, 106
motion, apex of, | 221
Sun-spots, discovered by Galileo, | 49
Systema Saturnium, Huygens, | 143
Telescope, clock, | 175
at Paris Exposition, | 176, 180
double, for photography, | 86
equatorial, explained, | 170
first used by Galileo, | 49
motion of, | 87
mounting great, | 170
unmoving, for polar photography, | 197
Temporary Stars, | 37
in Andromeda nebula, | 28, 29, 45
in Aquila, | 40
in Cassiopeia, | 40
in Perseus, | 46
in Scorpio, | 39
their number, | 38
theory of, | 42
Time, correct, determined astronomically, | 113
differences between different places, | 121
Time Standards of the World, | 111
standards of the World, table of, | 130
system, in New York, | 120
zones, explained, | 128
Trails, photographic, | 191
Transit, for determining clock error, | 118
Tycho Brahe, his temporary star, | 40
Ulugh Beg, early star-catalogue, | 21
Undulatory theory, of light, | 19, 148
Universe, theories of, | 34, 53, 56
Uranus, discovered by Herschel, | 59, 142
Use of occultations, | 166, 167
Uses of astronomy, practical, | 112
Variable stars, | 42
in Argo, | 205
Vega, future pole-star, | 187
Visibility of stars, in day-time, | 191
Vision, phenomenon of, | 20, 149
Washington, its longitude first determined, | 168
Waves, explained, | 148
of light, | 20, 148
Wilkes, at Naval Observatory, Washington, | 169
Wilkins, imaginary voyage of, | 208
Witt, discovers Eros, | 66, 105
Wolf, M, invents asteroid photography, | 104
measures Pleiades, | 11
World's time standards, table of, | 130
Yale College, Pleiades measured at, | 15
Zones, time, explained, | 128

ПРИМЕЧАНИЕ ПЕРЕВОДЧИКА

Дроби в двух таблицах на стр. 74 и стр. 78 представлены в оригинальном тексте в виде «a b-c», например «2 7-16», и эта форма сохранена в электронной версии. Несколько других простых дробей в тексте, таких как ½ и ⅖, отображены в электронной версии в таком же виде.

В этой книге есть только одна сноска, привязанная к стр. 69. Она помещена в конце главы, содержащей эту привязку.

Очевидные опечатки и ошибки пунктуации были исправлены после тщательного сравнения с другими случаями их появления в тексте и консультаций с внешними источниками.

За исключением изменений, отмеченных ниже, все орфографические ошибки в тексте, а также непоследовательное или архаичное использование слов были сохранены. Например, time zone, time-zone; Le Verrier, Leverrier; light wave, light-wave; intrust; wabbling; unexcelled; crape; monumented.

Стр. 146: «James Clark-Maxwell» заменено на «James Clerk Maxwell». Стр. 189: «impossible to measure» заменено на «possible to measure».