Ознакомительная версия.
Галилей открыл также (независимо от Иоганна Фабрициуса и Хэрриота) солнечные пятна. Их наблюдали в древнем Китае, свидетельства о них есть в европейских хрониках и русских летописях – но только с помощью телескопа удалось наблюдать их регулярно. Существование пятен и их постоянная изменчивость опровергали тезис Аристотеля о совершенстве небес (в отличие от «подлунного мира»). Ученый сделал верный вывод о вращении Солнца вокруг своей оси, оценил период этого вращения и положение оси Солнца.
«Перспектива» показывала, что Венера меняет фазы. Это означало, что она светит отражённым светом Солнца. Порядок смены фаз также подтверждал верность гелиоцентрической системы: Венера могла наблюдаться как почти полный диск: это означало, что в этот момент она находится дальше от нас, чем Солнце. В теории Птолемея Венера как «нижняя» планета была всегда ближе к Земле, чем Солнце, и «полновенерие» было невозможно.
Галилей обнаружил также, что туманная полоса Млечного Пути состоит из множества тусклых звезд. Несовершенство телескопа не позволило ему разглядеть кольца Сатурна: он увидел лишь странные «придатки» по бокам планеты.
Яростно защищая теорию Коперника, Галилей попал в немилость к католической церкви и последние годы жизни, после того как дал ложное отречение от своих взглядов, чтобы избежать костра инквизиции, провел под домашним арестом. Скорее всего, он не произносил на самом деле после отречения знаменитой фразы: «И все-таки она вертится!» Но этот миф навсегда остался с человечеством, и теперь он имеет такую же ценность для нас, как и реальные факты. Эту несказанную фразу много раз повторили другие ученые…
Телескоп Галилея имел в качестве объектива[4] одну собирающую линзу[5], а окуляром служила рассеивающая линза. Такая оптическая схема даёт неперевёрнутое (земное) изображение. Но у труб, изготовленных Галилеем, было очень маленькое поле зрения. При увеличении 35 крат в нем помещался лишь небольшой участок лунного диска.
Однако этот несовершенный инструмент проложил дорогу всем остальным телескопам. Стоит заметить, что такая схема всё ещё используется в театральных биноклях, для которых не нужно большое увеличение.
Иоганн Кеплер родился в имперском городе Вайль-дер-Штадте (в 30 километрах от Штутгарта, сейчас – федеральная земля Баден-Вюртемберг). Его отец, Генрих Кеплер, служил наёмником в Испанских Нидерландах.
Интерес к астрономии появился у Кеплера ещё в детские годы, когда его мать показала впечатлительному мальчику яркую комету, а позднее – лунное затмение.
В 1589 году Кеплер окончил школу при монастыре Маульбронн, проявив выдающиеся способности. Городские власти назначили ему стипендию для помощи в дальнейшем обучении.
Иоганн Кеплер
В 1591 году он поступил в университет в Тюбингене – сначала на факультет искусств, к которым тогда причисляли и математику с астрономией, затем переходит на теологический факультет. Здесь он впервые услышал о разработанной Николаем Коперником гелиоцентрической системе мира и сразу стал её убеждённым сторонником.
Мы знаем Кеплера прежде всего, как открывателя законов движения планет. Этим открытием Кеплер был обязан Тихо Браге (1546–1601 гг.) – великому датскому астроному, последнему из «титанов» дотелескопической эпохи. Главным делом своей жизни Браге считал повышение точности астрономических наблюдений. В 1584 году на острове Вен у берегов Швеции он построил две обсерватории – Ураниборг и Стьернеборг, в которых 21 год вел астрономические наблюдения при помощи созданных им металлических угломерных инструментов, повысив точность измерений положений небесных светил в 100 раз! Браге создал свою, компромиссную систему мира: вокруг неподвижной Земли в центре Вселенной обращалось Солнце, вокруг которого обращались планеты. Для её доказательства он до конца жизни проводил наблюдения Марса с наивысшей для XVI века точностью. Однако эти наблюдения послужили Кеплеру как раз для того, чтобы доказать неверность систем и Браге, и Птолемея, уточнив тем самым систему Коперника, и увидеть наконец то, как на самом деле устроена реальная Солнечная система.
На основе анализа этих наблюдений Кеплер вывел законы, которые идеально описывали наблюдаемое движение планет:
• Каждая планета Солнечной системы обращается по эллипсу, в одном из фокусов которого находится Солнце.
• Каждая планета движется в плоскости, проходящей через центр Солнца, причём за равные промежутки времени радиус-вектор, соединяющий Солнце и планету, заметает собой равные площади.
• Квадраты периодов обращения планет вокруг Солнца относятся как кубы больших полуосей орбит планет.
1-й Закон Кеплера
2-й Закон Кеплера
3-й Закон Кеплера
Эти законы развеяли окончательно все представления о «небесных сферах», об аристотелевых идеальных небесных явлениях (эллипс – не окружность, то есть не «идеальная» фигура!), заставили забыть об эпициклах и дифферентах. Через несколько десятилетий после Кеплера никто уже и не вспоминал о системе Птолемея.
Доведя до законченного вида теорию Коперника, Кеплер усовершенствовал и телескоп Галилея. Надо сказать, что сначала он отнесся к новости об изобретении нового прибора скептически, но, получив его в собственные руки, проникся энтузиазмом и стал искать способы устранения недостатков оптики.
Схему Галилея, в которой окуляром служила вогнутая (рассеивающая) линза, Кеплер изменил на систему, где и объектив, и окуляр были двояковыпуклыми (собирающими) линзами. Это позволило увеличить поле зрения, однако недостатком было то, что система Кеплера давала перевёрнутое изображение. Но преимуществ было больше, и все последующие телескопы-рефракторы (т. е. телескопы, объективами которых служат линзы) делались по схеме Кеплера, а не Галилея.
Окончательный вид классическая небесная механика (наука о движении планет и звезд) приобрела с открытием закона всемирного тяготения Исааком Ньютоном. Верные догадки о силе, которая связывает все тела во Вселенной, высказывались и до Ньютона – например, Роберт Гук и Кристофер Рен предполагали, что для объяснения планетных движений достаточно лишь одной силы притяжения Солнца. Они догадывались и о том, что сила притяжения Солнца убывает обратно пропорционально квадрату расстояния до него. Но именно Ньютон смог найти для этого самые убедительные математические доказательства. Более того, именно Ньютон первым догадался, что гравитация действует между двумя любыми телами во Вселенной: движением падающего яблока и вращением Луны вокруг Земли управляет одна и та же сила.
Позже с помощью ньютоновского тяготения были с высокой точностью объяснены все наблюдаемые движения небесных тел.
Исаак Ньютон
Закон тяготения позволил решить не только проблемы небесной механики, но и ряд физических и астрофизических задач. Ньютон нашел метод определения массы Солнца и планет. Он открыл причину приливов – притяжение Луны (даже Галилей ошибочно считал приливы центробежным эффектом). Более того, обработав многолетние данные о высоте приливов, Ньютон вычислил массу Луны. Ещё одним следствием тяготения оказалась прецессия земной оси. Ньютон выяснил, что из-за сплюснутости Земли у полюсов земная ось совершает под действием притяжения Луны и Солнца постоянное медленное смещение с периодом 26 000 лет. Тем самым явление «предварения равноденствий» (открытое Гиппархом) нашло научное объяснение.
Кроме того, Ньютону принадлежат и фундаментальные открытия в оптике. Разлагая свет с помощью призм, он убедительно доказал, что белый свет не первичен, а состоит из цветных компонент с разной «степенью преломляемости» – то есть, говоря современным языком, разные участки спектра имеют разную длину световой волны, о которой можно судить по степени преломления. Фундаментальный труд Ньютона «Оптика» включал в себя следующие темы: принципы геометрической оптики, учение о дисперсии света и составе белого цвета с различными приложениями, включая теорию радуги, интерференция света в тонких пластинках, дифракция и поляризация света.
Но для астрономов-любителей важнее всего то, что Ньютон является изобретателем телескопа-рефлектора, в котором объективом служит вогнутое зеркало.
В телескопе, сконструированном Ньютоном в 1668 году, главное зеркало направляет свет на небольшое плоское диагональное зеркало, расположенное вблизи фокуса. Оно, в свою очередь, отклоняет пучок света за пределы трубы, где изображение рассматривается через окуляр или фотографируется. Главное зеркало параболическое, но, если относительное отверстие (отношение диаметра объектива к его фокусному расстоянию) не слишком большое, оно может быть и сферическим. Такая оптическая схема с тех пор носит имя Ньютона и остается самой распространенной среди рефлекторов, хотя потом были придуманы и другие.
Ознакомительная версия.
