Текст книги "Разведка далеких планет"

Автор книги: Владимир Сурдин

сообщить о нарушении

Текущая страница: 7 (всего у книги 25 страниц) [доступный отрывок для чтения: 10 страниц]

Небо разных эпох и разных планет

Мы так привыкли к виду земного неба, что обычно не задумываемся, почему оно такое, всегда ли оно было и останется таким, как выглядит небо иных планет? А некоторые любознательные люди с давних пор задавались этими вопросами. Например, почему небо голубое? Пытаясь объяснить этот общеизвестный факт, различные гипотезы предлагали Леонардо да Винчи (1452–1519), Исаак Ньютон (1643–1727), Иоганн Гёте (1749–1842) и Леонард Эйлер (1707–1783). Каждый из них считал, что сам воздух бесцветен, а голубую окраску ему придают какие-то примеси. Глядя, как из камина поднимается голубоватый дым, Леонардо да Винчи думал, что цвет неба тоже создается рассеянными в воздухе похожими на дым мелкими частицами. Ньютон полагал, что дневное небо окрашивают мельчайшие капельки воды, но и он заблуждался. Оказалось, что даже самый чистый горный воздух все равно окрашен в голубой цвет, а все из-за молекул самого воздуха.

Это открытие было сделано всего лишь 110 лет назад. Английский физик лорд Рэлей опубликовал в 1899 г. работу «О свете от неба, его поляризации и цвете», в которой доказал, что голубые лучи солнечного света рассеиваются в атмосфере не какими-то примесями, а самими молекулами воздуха. Еще раньше, в 1871 г., Рэлей вывел закон отклонения лучей света мелкими частицами вещества. Закон рэлеевского рассеяния гласит: чем голубее свет, тем сильнее его рассеивают очень мелкие частицы. Основываясь на нем, Рэлей объяснил голубой цвет неба. В XX в. физики Мариан Смолуховский (1872–1917) и Альберт Эйнштейн (1879–1955) уточнили теорию Рэлея. Они обнаружили, что солнечный свет рассеивают не столько сами молекулы, сколько их небольшие группы, постоянно возникающие и распадающиеся из-за случайных флуктуаций плотности. Но все же главная идея этого открытия принадлежит Рэлею. Кстати, полное имя ученого, открывшего тайну голубого неба, – Джон Уильям Стретт (1842–1919), а титул лорда Рэлея III он унаследовал в 1873 г. от своего отца. Его сын, Роберт Джон Стретт (1875–1947), ставший лордом Рэлеем IV, тоже был известным физиком, он изучал атмосферу. Чтобы не путать двух ученых, отца обычно называют Рэлеем Рассеивающим, а сына – Рэлеем Атмосферным.

На фоне голубого неба особенного красивы белые облака. Кстати, почему они белые? Оказывается, их цвет объясняется свойствами мелких частиц, летающих в воздухе; их называют аэрозолями. К ним относятся и частицы облаков – мельчайшие капельки воды величиной в сотые доли миллиметра. Но все же эти капельки гораздо крупнее молекул воздуха, поэтому солнечные лучи они рассеивают иначе: одинаково, независимо от их цвета. Поэтому облака того же цвета, что и Солнце: днем белые, а на закате оранжевые.

Тут самое время спросить: «А почему на закате и на восходе солнечный диск красновато-оранжевый?» Впрочем, у горизонта краснеет не только Солнце, но также и Луна, и любое другое небесное светило. Зная о рэлеевском рассеянии, мы легко объясним и это явление. Синим лучам сложнее всего пройти через атмосферу – их рассеивает даже чистый воздух. А толстый слой воздуха рассеивает также зеленые и даже желтые лучи. Когда Солнце высоко над горизонтом, до нас доходит весь его свет, кроме некоторой части голубого, когда же оно приближается к горизонту, нас достигает все меньше его голубых, зеленых и желтых лучей. У самого горизонта слой воздуха вдоль луча зрения особенно толстый, поэтому из всех цветов заходящего и восходящего Солнца сквозь воздух пробивается лишь красный, да и то сильно ослабленный.

Днем больно смотреть на Солнце – оно очень яркое. Зато вечером его диск светится мягко и не режет глаза. Как вы думаете, во сколько раз чистая безоблачная атмосфера ослабляет блеск светила? Когда оно опускается до высоты 15° над горизонтом, его яркость ослаблена атмосферой лишь вдвое по сравнению с той, какая была бы в зените. Когда высота составляет 5° (для Луны и Солнца это 10 их видимых диаметров), яркость становится меньше примерно в 10 раз. А у самого горизонта блеск светила ослаблен в несколько тысяч раз!

Почему же у горизонта столь велико поглощение света? Когда мы видим светило у горизонта, его луч проходит длинный путь вдоль поверхности Земли, преодолевая слой атмосферы почти в 40 раз более толстый, чем когда светило наблюдается в зените. Чтобы ощутить, насколько трудно лучам света пробиться сквозь атмосферу на закате, проделайте простой опыт: направьте настольную лампу себе в лицо и поместите перед глазами чистый лист белой бумаги. Яркость света весьма высока. Теперь добавьте второй лист… третий… Вам не понадобится и десяти листов, чтобы полностью преградить путь свету.

Необходимость учитывать рассеяние света в атмосфере Земли создает астрономам множество хлопот. И все же это большая удача, что воздушная оболочка нашей планеты, сохраняя на ней жизнь, позволяет видеть космос. Но всегда ли атмосфера Земли благоприятствовала наблюдениям Вселенной? Никто не знает точно, каким было небо Земли в древности; об этом можно лишь догадываться. Вид неба зависит от свойств атмосферы, которые меняются со временем. Ученым уже кое-что известно об эволюции земной атмосферы в прошлом. К тому же ее можно сравнивать с атмосферами других планет, которые отстали от Земли в своей эволюции или обогнали ее.

Сейчас в атмосфере Земли содержится по объему 78 % азота, 21 % кислорода, 0,93 % аргона, 0,03 % углекислого газа и немного водяного пара. Но атмосфера не всегда являлась такой: в прошлом она была плотнее и состояла из других газов. Около 3,8 млрд лет назад, когда у Земли образовалась твердая гранитная кора, она была усеяна многочисленными вулканами. Через их жерла из недр Земли вырывались газы, формировавшие атмосферу и океан; в основном это были углекислый газ, водяной пар и азот. Кислорода тогда не было вовсе.

На Земле в ту эпоху было жарко, и она была немного похожа на современную Венеру, атмосфера которой очень плотная и на 96 % состоит из углекислого газа. На Венере, расположенной ближе к Солнцу, чем Земля, всегда было теплее, и поэтому эволюция атмосферы там шла иным путем. Если на остывающей Земле водяной пар сконденсировался в жидкость, и поверхность нашей планеты покрыл океан, то на Венере пар разрушился под действием солнечного излучения и улетучился в космос. Было это так: солнечный ультрафиолет расщеплял молекулы Н ₂O на водород и кислород. Подвижный водород покидал атмосферу Венеры в первую очередь, причем так интенсивно, что захватывал с собой и большую часть кислорода (планетологи называют это гидродинамическим оттоком газа из атмосферы). Но захватить с собой более тяжелые молекулы CO ₂водородный поток не смог. Так атмосфера Венеры лишилась воды. А без воды, необходимой для связывания углекислого газа в известняк, молекулы CO ₂накапливались в атмосфере и создали тот ад, который мы наблюдаем сейчас на Венере. Если на Земле зародившаяся жизнь способствовала удалению CO2 из атмосферы, то на Венере жизнь так и не возникла, ее атмосфера осталась плотной и до сих пор состоит из углекислого газа. Поэтому ученые считают, что Венера похожа на Землю далекого прошлого.

А какое небо на Венере? Оно там всегда затянуто густыми облаками, которые ураганный ветер мчит высоко над поверхностью планеты. Эти облака не очень плотные, они больше напоминают туман. Но их слой толщиной 30 км сильно поглощает солнечный свет, а остатки света рассеивает так, что днем не угадаешь, с какой стороны светит Солнце. Облачное небо Венеры окрашено в оранжевые тона, а у горизонта становится желто-зеленым. Ночью на Венере не видно звезд, лишь сполохи далеких молний и вулканических извержений подсвечивают облака. Вероятно, таким же было и небо юной Земли. В ту эпоху астрономам на ней нечего было бы делать.

Чтобы узнать будущее земной атмосферы, мы должны посмотреть на Марс. Из-за своей удаленности от Солнца он никогда не был особенно горячим, но, имея небольшую массу, он плохо удерживает летучие газы в своей атмосфере. Марс красный из-за того, что его водяной пар расщепился на водород и кислород; водород улетел в космос, а кислород окислил (покрыл ржавчиной) грунт. Отсутствие у Марса магнитного поля и мощная метеоритная бомбардировка тоже способствовали улетучиванию атмосферы. Странно, что Марсу вообще удалось хоть что-то сохранить. Сегодня его атмосфера в 100 раз тоньше земной. Она почти не препятствует астрономическим наблюдениям с поверхности планеты, но и жизнь на ней поддержать не в состоянии. Если Землю ожидает такая же судьба, то каким будет ее небо?

Днем на Марсе небо розовое из-за мелкой неоседающей пыли, которую ветер поднимает в период весенне-летних пылевых бурь. Сила тяжести на Марсе вдвое меньше, чем на Земле, поэтому пыль долго держится в воздухе. Поскольку атмосфера Марса очень разрежена, розовое небо там не такое яркое, как голубое небо Земли. Облака из водяных кристаллов на Марсе – редкое явление, слишком уж сухой там воздух. Зато над поверхностью иногда поднимаются плотные пылевые облака. Они обволакивают почти всю планету на многие дни и даже месяцы. Сквозь них не видны звезды и с трудом пробиваются лучи Солнца.

Ночью на Марсе прекрасно видны звезды, планеты и все прочие астрономические явления. Яркие стрелы метеоров вспыхивают там, вероятно, даже чаще, чем на Земле, поскольку в окрестности Марса движется больше мелких космических частиц, чем вблизи Земли. По утрам и вечерам, пока Солнце еще не взошло, марсиане (например, будущие колонисты с Земли) смогут любоваться двумя яркими светилами – Венерой и Землей. Впрочем, эти планеты, а также спутники Марса Фобос и Деймос должны быть легко заметны и днем, ведь безоблачное небо Марса довольно темное. Возможно даже, на нем видны некоторые яркие звезды, если Солнце находится не слишком близко от них и его рассеянный свет не мешает наблюдениям.

Итак, на Венере звезд не видно даже ночью, а на Марсе они видны и днем. Лишь на земном небе каждому светилу предоставлено свое время суток.

Пока наша Земля идет «марсианским» путем: она тоже теряет атмосферу, прежде всего водород, образующийся при расщеплении водяного пара. Мощность солнечного излучения растет, и высыхание Земли ускоряется. Сегодня водород оттекает из земной атмосферы «тонкой струйкой», так как основной носитель водорода – водяной пар – обычно не поднимается в стратосферу, где он может быть разрушен ультрафиолетом. Пар конденсируется в нижних слоях атмосферы и падает дождем обратно на поверхность. Но Солнце постепенно становится ярче, примерно на 10 % за каждый миллиард лет. Когда Солнце разогреет нашу планету и ее океаны, атмосфера станет более влажной, и струйка утекающего водорода превратится в могучий поток. Считается, что этот процесс станет ощутимым, когда яркость Солнца возрастет на 10 %, то есть через миллиард лет, и еще миллиард лет понадобится для осушения земных океанов. Земля станет пустынной планетой с крохотными полярными шапками и жалкими озерцами воды. Еще через два миллиарда лет Солнце так нещадно опалит Землю, что даже полярные оазисы исчезнут и последние остатки воды испарятся. Парниковый эффект усилится настолько, что начнут плавиться камни. Земля станет такой же безжизненной, как Венера. А дальнейшая эволюция Солнца, его превращение в красный гигант и усиление мощности свечения в сотни раз приведет к полной потере атмосферы. Земля станет похожа на современный Меркурий: место, идеальное для астрономических наблюдений и больше ни для чего.

Впрочем, в своих футуристических построениях мы зашли слишком далеко. Сегодня на Земле мы имеем идеальный баланс условий для жизни и наблюдения Вселенной. Чтобы в полной мере воспользоваться этими благами, астрономы изобрели телескоп.

Рождение телескопа

Тысячи лет астрономы изучали Вселенную без телескопа. Хотя стекло было известно египтянам еще в 3800 г. до н. э., да и финикийцы славились как стеклоделы, оптические свойства стекла были полностью оценены лишь в эпоху Средневековья. В XIII в. Роджер Бэкон одним из первых начал изучать свойства линз и зеркал. Очки появились в Италии около 1300 г., а к началу XVI в. оптические центры возникли в Германии и Голландии. Первая зрительная труба была сделана в Голландии в 1608 г., но трудно сказать, кем именно. Возможно, ее создали независимо друг от друга мастера очковых стекол Ганс Липперсгей, Яков Мециус и Захария Янсен. Кажется, Липперсгей был первым, кто для увеличения удаленных объектов применил комбинацию линз – положительную в качестве объектива и отрицательную как окуляр. Такая комбинация до сих пор используется в самых простых – театральных и детских – биноклях. Весной 1609 г. о голландском изобретении узнал в Италии Галилей и, не имея детального описания, сам за несколько недель разработал конструкцию и построил то, что теперь мы называем телескопом. Направив инструмент на небо, Галилей открыл новую эру в наблюдательной астрономии, о которой не мечтали его предшественники и которая продолжается до наших дней.

Галилей сделал много телескопов с диаметром объектива до 6 см, фокусным расстоянием до 170 см и увеличением до 35 раз. Они были устроены по одной схеме: объектив – плосковыпуклая или двояковыпуклая линза, окуляр – плосковогнутая или двояковогнутая. Изображение в таком телескопе прямое и довольно яркое, но поле зрения маленькое. Как все конструкции с простым объективом, телескоп Галилея страдал сильной сферической и очень сильной хроматической аберрацией.

Рис. 3.2. Слева: хроматическая аберрация. Стекло преломляет коротковолновый свет сильнее, чем длинноволновый, и фокус фиолетовых лучей ( Оф ) лежит ближе к линзе, чем красных (Ок). При любом расположении экрана изображение звезды получается расплывчатым, в окружении цветного ореола. Справа: сферическая аберрация. Краевая зона сферической линзы фокусирует свет на меньшем расстоянии (точка С), чем центральная зона (точка D), и даже в области наилучшей фокусировки (плоскость fе ) точечный источник проецируется как пятно.

Рис. 3.3. Телескопы Галилея, хранящиеся в Музее истории науки, рядом с галереей Уффици, Флоренция. Трубы двух телескопов привязаны шелковыми ленточками к музейной подставке (это не штатив, которым пользовался Галилей!). Разбитый объектив третьего телескопа вставлен в виньетку из слоновой кости.

Сферическая аберрация возникает потому, что у линзы со сферическими поверхностями разные радиальные зоны имеют различное фокусное расстояние. Поэтому лучи, прошедшие вблизи центра и вблизи края линзы, собираются в разных точках и нигде не дают резкого изображения. Хроматическая аберрация возникает из-за того, что стекло имеет разный коэффициент преломления для лучей разного цвета, из-за чего простая линза не может собрать все лучи в одну точку: если в лучах одного цвета изображение звезды сфокусировано в точку, то вокруг нее виден расплывчатый ободок, образованный лучами других цветов. Сам Галилей боролся с этими недостатками линз, закрывая их внешнюю часть диафрагмой. Например, на одном из сохранившихся его телескопов (рис. 3.3) объектив диаметром 5.1 см задиафрагмирован до 2,6 см, а окуляр диаметром 2,6 см – до 1.1 см. Второй телескоп на рис. 3.3 имеет объектив 3,7 см, задиафрагмированный до 1,6 см. Этот прием частично помогал: изображение становилось более четким, но его яркость значительно снижалась.

Рис. 3.4. Ян Гевелий у одного из своих длинных телескопов.

После Галилея многие работали над усовершенствованием телескопа. В 1611 г. Иоганн Кеплер теоретически обосновал новую конструкцию, в которой окуляром служит положительная линза. Такой телескоп дает перевернутое изображение, но имеет значительно большее поле зрения. Впервые телескоп системы Кеплера изготовил иезуит Христоф Шейнер в 1613 г. Вскоре среди астрономов кеплерова труба полностью вытеснила «голландскую» (галилееву), поскольку перевернутое изображение не доставляло им хлопот. Но для морских подзорных труб и биноклей голландская схема использовалась еще долго, вплоть до изобретения призменного бинокля.

Исследуя сферическую аберрацию, Кеплер теоретически обнаружил, что ее можно устранить, придав линзам форму гиперболоидов. В 1637 г. Рене Декарт предложил для телескопов делать линзы с гиперболическими поверхностями, но попытки изготовить их оказались безуспешными. Марен Мерсенн в 1636 г. развил идею создания телескопа из двух параболических зеркал, высказанную иезуитом Николло Цукки двадцатью годами ранее. Но и эту идею не удалось тогда осуществить из-за сложности изготовления параболических поверхностей. Первый телескоп с отражательными поверхностями – рефлектор – был создан лишь три десятилетия спустя. А тем временем линзовый телескоп – рефрактор – продолжал совершенствоваться.

Рис. 3.5. Крупнейший, 150-футовый телескоп Яна Гевелия (1645 г.).

В середине XVII в. стало ясно, что сферическая и хроматическая аберрация значительно ослабевает при увеличении фокусного расстояния объектива. Ян Гевелий из Гданьска и братья Христиан и Константин Гюйгенсы одними из первых стали строить длинные телескопы. Крупнейший телескоп Гевелия имел объектив диаметром 12 см с фокусным расстоянием 45 м и на сложной системе тросов и блоков подвешивался на 27-метровой мачте. Христиан Гюйгенс укреплял объектив на небольшой платформе, скользящей вверх и вниз по мачте, а окуляр – отдельно на небольшой подставке, которую можно было переносить в поисках фокуса. Такой телескоп называли «воздушным», поскольку он не имел трубы.

Рис. 3.6. Воздушный телескоп Гюйгенса. Отдельно показаны объектив и окуляр.

Длина телескопов Гюйгенса в 1686 г. достигала 210 футов (64 м), а диаметр объективов – 22 см. Правда, свои знаменитые астрономические открытия – кольца Сатурна и его крупнейший спутник Титан, полярные шапки Марса и его вращение, межзвездные туманности и др. – Гюйгенс открыл за 30 лет до этого с помощью скромного 12-футового телескопа с объективом 5 см.

Итак, в XVII–XVIII вв. пользовались длинными рефракторами с фокусными расстояниями в десятки метров. Это было очень неудобно.

Роберт Гук придумал, как укоротить телескоп с помощью нескольких плоских зеркал, но выяснилось, что сделать хорошее плоское зеркало не так-то легко, и от идеи отказались.

Около 1663 г. Исаак Ньютон начал свои знаменитые опыты по отражению и преломлению света, в ходе которых он ясно понял различие между сферической и хроматической аберрацией. Однако он ошибочно полагал, что все вещества обладают одинаковой силой преломления, из чего заключил, что невозможно сделать линзовую систему, свободную от хроматической аберрации. (На самом деле – можно, если использовать линзы из разных сортов стекла.) Сделав такой вывод, Ньютон обратился к зеркальным системам, поскольку лучи любого цвета отражаются от зеркала одинаково. Вообще говоря, зеркальные телескопы предлагались и до Ньютона. Я уже упоминал об идеях Цукки и Мерсенна. Около 1664 г. Джеймс Грегори предложил телескоп с главным параболическим зеркалом и вспомогательным эллиптическим. Эта схема была свободна не только от хроматической, но и от сферической аберрации. Однако изготовить столь сложные зеркальные поверхности Грегори не смог.

Рис. 3.7. Оптические схемы телескопов-рефлекторов. 1 – главное зеркало, 2 – вторичное зеркало, Ок — окуляр.

Ньютон разработал методы шлифовки и полировки сложных зеркал. В 1668 г. он построил первый телескоп-рефлектор длиной всего 16 см с параболическим зеркалом диаметром 3,1 см. Упростив схему Грегори, он с помощью маленького плоского зеркала вывел фокус главного зеркала наружу сквозь отверстие в трубе телескопа. Такая конструкция тоже свободна от сферической аберрации. Ньютон делал зеркала из оптической бронзы или спекулума – сплава меди с оловом, имевшего блеск, сравнимый с блеском серебра. К сожалению, этот сплав из-за присутствия меди быстро тускнеет и требует переполировки. Но его использовали для астрономических зеркал вплоть до 1850 г., когда изобрели метод серебрения стекла.

Таблица 3.1

Открытия спутников планет в XVII–XIX вв.

Рефлектор иной системы, также свободной от сферической аберрации, предложил в 1672 г. француз Лоран Кассегрен (Laurent Cassegrain, 1629–1693), о котором мало что известно. И хотя Ньютон резко критиковал эту конструкцию, она широко используется до сих пор. Главное зеркало в ней параболическое, а вторичное – выпуклое гиперболическое. Свет выходит сквозь центральное отверстие в главном зеркале.

Для XVIII в. характерен быстрый прогресс в изготовлении рефлекторов. Английский оптик Джон Хэдли (Гадлей, 1682–1744) первым использовал оптический метод контроля формы зеркала. Шотландский оптик и астроном Джеймс Шорт (1710–1768) построил множество прекрасных телескопов по схеме Грегори. А Вильям Гершель с помощниками создал в 1789 г. крупнейший по тем временам телескоп с зеркалом диаметром 126 см и фокусным расстоянием 12 м; с этим «Великим 40-футовым» мы уже познакомились в главе 2. Заметим, что в нем впервые было реализовано наблюдение в главном фокусе, смещенном к краю апертуры (система Ломоносова – Гершеля). После изобретения фотографии наблюдение в главном фокусе стало нормой.

Но и до появления фотопластинки большие рефлекторы уверенно демонстрировали свое главное преимущество – высокую проницающую способность, то есть позволяли замечать тусклые объекты. Вильям Гершель с помощью своего любимого «Большого 20-футового» диаметром 18 дюймов в 1787 г. открыл спутники Урана – Титанию и Оберон, имеющие блеск около 14 ^m. До этого астрономы замечали спутники с блеском не слабее 11 ^m, и вдруг – скачок сразу на три звездные величины (табл. 3.1). Результат Гершеля немного улучшил другой любитель астрономии – английский пивовар Уильям Ласселл (1799–1880), построивший близ Ливерпуля рефлектор диаметром 24 дюйма. И это было вполне закономерно: используя зеркало почти вдвое большей площади, он и продвинулся к вдвое более тусклым объектам. При этом Ласселл повторил рекорды Галилея, Кассини и Гершеля – открыл 4 спутника (он обнаружил Гиперион независимо от американских астрономов отца и сына Бондов). Любопытно, что вслед за Гершелем и лордом Россом Ласселл в 1855 г. тоже построил огромный 48-дюймовый рефлектор. Понимая, что Англия – не лучшее место для астрономических наблюдений, Ласселл установил свой гигантский инструмент в прекрасном районе – на острове Мальта. Однако, как и его предшественники, он не обнаружил новых спутников. Для этого требовался новый технологический рывок.

Фактически прорыв Гершеля не был превзойден в течение столетия. Лишь в самом конце XIX в. американский астроном Уильям Пикеринг смог продвинуться еще на две звездных величины, обнаружив спутник Сатурна Фебу, но дело тут было не в качестве телескопа: Феба стала первым спутником, открытым с помощью фотографии. Вообще говоря, этот факт обескураживает: фотоэмульсия обладает неоспоримым преимуществом перед нашим зрением: она может долго накапливать свет тусклых звезд. Почему же в течение полувека развития фотографии глаз выдерживал конкуренцию с фотокамерой?