«Астрономия и смежные области: Популярные очерки»

Но это соображение не говорит нам ничего о фактическом расстоянии до звезд или о том, насколько густо они могут быть разбросаны. Чтобы сделать это, мы должны быть в состоянии определить расстояние до определенного количества звезд, точно так же, как мы предполагаем, что фермер подсчитывает зерна на определенной небольшой площади своего пшеничного поля. Есть только один способ, которым мы можем сделать определенное измерение расстояния до любой одной звезды. Поскольку Земля совершает свой огромный ежегодный путь вокруг Солнца, направление на звезды должно казаться немного другим при наблюдении с одного края орбиты, чем при наблюдении с другого. Эта разница называется параллаксом звезд; и проблема его измерения является одной из самых тонких и трудных во всей области практической астрономии.

Девятнадцатый век был уже в полном разгаре, прежде чем инструменты астронома были доведены до такого совершенства, чтобы допустить это измерение. Со времен Коперника до времен Бесселя было предпринято много попыток измерить параллакс звезд, и не раз какой-нибудь пылкий астроном считал себя успешным. Но последующие исследования всегда показывали, что он ошибался и что то, что он считал эффектом параллакса, было вызвано какой-то другой причиной, возможно, несовершенством его инструмента, возможно, воздействием тепла и холода на него или на атмосферу, через которую он был вынужден наблюдать звезду, или на ход его часов. Так продолжалось до 1837 года, когда Бессель объявил, что измерения с помощью гелиометра — самого совершенного инструмента, который когда-либо использовался в измерениях, — показали, что определенная звезда в созвездии Лебедя имеет параллакс в одну треть секунды. Может быть интересно дать представление об этой величине. Представьте себя в доме на вершине горы, глядящим из окна в один квадратный фут на дом на другой горе в ста милях оттуда. Вам позволено смотреть на тот далекий дом через один край оконного стекла, а затем через противоположный край; и вы должны определить изменение в направлении на далекий дом, вызванное этим изменением в один фут в вашем собственном положении. Исходя из этого, вы должны оценить, как далеко находится другая гора. Чтобы сделать это, нужно было бы измерить как раз ту величину параллакса, которую Бессель нашел у своей звезды. И все же эта звезда входит в число немногих ближайших к нашей системе. Ближайшая из всех звезд, Альфа Центавра, видимая только в широтах к югу от наших средних, возможно, вдвое ближе, чем звезда Бесселя, в то время как Сириус и одна или две другие находятся почти на том же расстоянии. Всего около 100 звезд, как говорят, имели измеренный параллакс с той или иной степенью вероятности. Работа продолжается из года в год, и каждый последующий астроном, который берется за нее, как правило, может воспользоваться лучшими инструментами или использовать лучший метод. Но, в конце концов, расстояния даже некоторых из 100 тщательно измеренных звезд все еще должны оставаться весьма сомнительными.

Вернемся теперь к идее разделения пространства, в котором расположена Вселенная, на концентрические сферы, проведенные на различных расстояниях вокруг нашей системы как центра. Здесь мы возьмем за нашу единицу расстояние, в 400 000 раз превышающее расстояние от Солнца до Земли. Рассматривая это как единицу, мы представляем себе, что откладываем в любом направлении расстояние в два раза больше этого, затем еще одно равное расстояние, делая его в три раза больше, и так далее до бесконечности. Тогда у нас есть последовательные сферы, из которых мы берем ближнюю как единицу. Общее пространство, заполненное второй сферой, будет в 8 раз больше единицы; третьего пространства — в 27 раз, и так далее, как куб каждого расстояния. Поскольку каждая сфера включает в себя все, что находится внутри нее, объем пространства между каждыми двумя сферами будет пропорционален разности этих чисел — то есть 1, 7, 19 и т. д. Сравнивая эти объемы с количеством звезд, вероятно находящихся внутри них, общий результат к настоящему времени заключается в том, что количество звезд в любой из этих сфер будет примерно равно единицам объема, которые они включают, когда мы берем за эту единицу самую маленькую и внутреннюю из сфер, имеющую радиус в 400 000 раз больше расстояния до Солнца. Таким образом, мы можем сформировать некоторое общее представление о том, насколько густо звезды посеяны в пространстве. Мы не можем претендовать на какую-либо числовую точность для этой идеи, но при отсутствии лучших методов она действительно дает нам некоторую основу для рассуждений.

Теперь мы можем продолжить наши вычисления, как мы предполагали, что фермер измеряет площадь своего пшеничного поля. Давайте предположим, что на небесах 125 000 000 звезд. Это чрезвычайно грубая оценка, но давайте сделаем это предположение на данный момент. Принимая точку зрения, что они почти поровну разбросаны по всему пространству, из этого следует, что они должны содержаться в объеме, равном 125 000 000 раз объему сферы, которую мы приняли за нашу единицу. Мы находим расстояние до поверхности этой сферы, извлекая кубический корень из этого числа, что дает нам 500. Мы можем, следовательно, сказать, как результат очень грубой оценки, что количество звезд, которое мы предположили, будет содержаться в пределах расстояния, найденного умножением 400 000 расстояний до Солнца на 500; то есть, что они содержатся в пределах области, граница которой в 200 000 000 раз превышает расстояние до Солнца. Это расстояние, которое свет прошел бы примерно за 3300 лет.

Не исключено, что количество звезд гораздо больше того, которое мы предположили. Давайте допустим, что их в восемь раз больше, или 1 000 000 000. Тогда нам пришлось бы расширить границу нашей Вселенной в два раза дальше, доведя ее до расстояния, которое свету потребовалось бы 6600 лет, чтобы преодолеть.

Существует другой метод оценки плотности, с которой звезды посеяны в пространстве, а следовательно, и протяженности Вселенной, результат которого будет интересен. Он основан на собственном движении звезд. Одним из величайших триумфов астрономии нашего времени стало измерение фактической скорости, с которой многие звезды движутся к нам или от нас в пространстве. Эти измерения производятся с помощью спектроскопа. К сожалению, их можно лучше всего сделать только на более ярких звездах — это становится очень трудным в случае звезд, не видимых невооруженным глазом. Тем не менее, движения нескольких сотен были измерены, и это число постоянно растет.

Общий результат всех этих измерений и других оценок можно суммировать, сказав, что существует определенная средняя скорость, с которой отдельные звезды движутся в пространстве; и что эта средняя составляет около двадцати миль в секунду. Мы также можем сформировать оценку того, какая доля звезд движется с каждой скоростью от самой низкой до предела, который, вероятно, достигает 150 миль в секунду. Зная эти пропорции, мы имеем, путем наблюдения собственных движений звезд, другой метод оценки того, насколько густо они разбросаны в пространстве; другими словами, каков объем пространства, который в среднем содержит одну звезду. Этот метод дает плотность звезд, большую примерно на двадцать пять процентов, чем та, что получена из измерений параллакса. То есть сфера, подобная второй, которую мы предложили, имеющая радиус в 800 000 раз больше расстояния до Солнца, а следовательно, диаметр в 1 600 000 раз больше этого расстояния, содержала бы, судя по собственным движениям, десять или двенадцать звезд, в то время как измерения параллакса показывают только восемь звезд внутри сферы этого диаметра, имеющей Солнце своим центром. Вероятности в пользу результата, дающего большую плотность звезд. Но, в конце концов, расхождение не меняет общего вывода о границах видимой Вселенной. Если мы не можем оценить ее протяженность с той же уверенностью, с какой можем определить размер Земли, мы все же можем составить о ней общее представление.

Сделанные нами оценки основаны на предположении, что звезды поровну разбросаны в пространстве. У нас есть веские основания полагать, что это верно для всех звезд, кроме тех, что находятся в Млечном Пути. Но, в конце концов, последний, вероятно, включает половину общего количества звезд, видимых в телескоп, и может возникнуть вопрос, не являются ли наши результаты серьезно ошибочными по этой причине. Этот вопрос лучше всего может быть решен еще одним методом оценки среднего расстояния определенных классов звезд.

Параллаксы, о которых мы говорили ранее, состоят в изменении направления на звезду, вызванном перемещением Земли с одной стороны ее орбиты на другую. Но мы уже отмечали, что наша Солнечная система, с Землей как одним из ее тел, двигалась прямо вперед через пространство в течение всех исторических времен. Следовательно, мы постоянно меняем положение, из которого наблюдаем звезды, и что, если бы последние находились в покое, мы могли бы, измерив кажущуюся скорость, с которой они движутся в направлении, противоположном направлению Земли, определить их расстояние. Но поскольку каждая звезда имеет свое собственное движение, невозможно в каком-либо одном случае определить, какая часть кажущегося движения обусловлена самой звездой, а какая — движением Солнечной системы через пространство. Тем не менее, взяв общие средние значения среди групп звезд, большинство из которых, вероятно, находятся близко друг к другу, можно оценить среднее расстояние этим методом. Когда делается попытка применить его, чтобы получить определенный результат, астроном обнаруживает, что данные, доступные в настоящее время для этой цели, очень скудны. Собственное движение звезды может быть определено только путем сравнения ее наблюдаемого положения на небесах в две широко разнесенные эпохи. Наблюдения достаточной точности для этой цели были начаты около 1750 года в Гринвичской обсерватории Брэдли, тогдашним Королевским астрономом Англии. Но из 3000 звезд, которые он определил, лишь немногие доступны для этой цели. Даже со времени его жизни определения, сделанные каждым поколением астрономов, не были достаточно полными и систематическими, чтобы предоставить материал для чего-то похожего на точное определение собственных движений звезд. Определение одного положения любой одной звезды включает в себя немало вычислений, и если мы поразмыслим, что для того, чтобы подойти к рассматриваемой проблеме удовлетворительным образом, нам нужны наблюдения 1 000 000 этих тел, сделанные с интервалами по крайней мере в значительную часть столетия, мы увидим, какая огромная задача стоит перед астрономами, занимающимися этой проблемой, и насколько несовершенным должно быть любое определение расстояния до звезд, основанное на нашем движении через пространство. Насколько можно сделать оценку, она, по-видимому, довольно хорошо согласуется с результатами, полученными другими методами. Грубо говоря, у нас есть основания, исходя из данных, доступных на данный момент, полагать, что звезды Млечного Пути расположены на расстоянии между 100 000 000 и 200 000 000 расстояний до Солнца. На расстояниях меньше этого кажется вероятным, что звезды распределены по пространству с некоторым приближением к единообразию. Мы можем констатировать в качестве общего вывода, на который указывают несколько методов оценки, что почти все звезды, которые мы можем видеть с помощью наших телескопов, содержатся в пределах сферы, которая вряд ли будет намного больше, чем 200 000 000 расстояний до Солнца.

Любознательный читатель может здесь задать еще один вопрос. Допуская, что все звезды, которые мы можем видеть, содержатся в пределах этого предела, не может ли быть любое количество звезд за пределами этого предела, которые невидимы только потому, что они слишком далеко, чтобы их можно было увидеть?

На этот вопрос можно ответить довольно определенно, если мы допустим, что свет от самых далеких звезд не встречает никаких препятствий на пути к нам. Самый убедительный ответ дает измерение звездного света. Если бы звезды простирались бесконечно, то количество звезд каждого порядка величины было бы почти в четыре раза больше, чем звезд следующей более яркой величины. Например, у нас было бы почти в четыре раза больше звезд шестой величины, чем пятой; почти в четыре раза больше седьмой, чем шестой, и так далее до бесконечности. Теперь же фактически обнаружено, что, хотя это отношение увеличения верно для более ярких звезд, оно неверно для более тусклых, и что увеличение количества последних быстро падает, когда мы проводим подсчеты более тусклых телескопических звезд. На самом деле, давно известно, что если бы Вселенная была бесконечной по протяженности, а звезды были бы поровну разбросаны по всему пространству, все небеса пылали бы светом бесчисленных миллионов далеких звезд, отдельно невидимых даже в телескоп.

Единственный способ, которым этот вывод может быть опровергнут, — это возможность того, что свет звезд каким-то образом гаснет или препятствуется при прохождении через пространство. Теория на этот счет была выдвинута Струве почти столетие назад, но с тех пор было обнаружено, что факты, как он их изложил, не оправдывают этот вывод, который был, по сути, скорее гипотетическим. Теории современной науки сходятся к тому взгляду, что в чистом эфире пространства ни один луч света никогда не может быть потерян, как бы далеко он ни путешествовал. Но есть еще одна возможная причина для угасания света. За последние несколько лет открытия темных, а следовательно, невидимых звезд были сделаны с помощью спектроскопа с успехом, который был бы совершенно невероятным еще несколько лет назад и который даже сегодня должен вызывать удивление и восхищение. Общий вывод заключается в том, что, помимо сияющих звезд, существующих в пространстве, может быть любое количество темных, навсегда невидимых в наших телескопах. Не может ли быть так, что эти тела настолько многочисленны, что отсекают свет, который мы в противном случае получили бы от более далеких тел Вселенной? Конечно, невозможно ответить на этот вопрос положительно, но вероятный вывод — отрицательный. Мы можем с уверенностью сказать, что темных звезд не так много, чтобы отсечь какую-либо значительную часть света от звезд Млечного Пути, потому что, если бы они это делали, последний не был бы виден так ясно, как он виден. Поскольку у нас есть основания полагать, что Млечный Путь включает в себя более далекие звезды нашей системы, мы можем чувствовать себя довольно уверенно, что темные тела не могут отсекать много света от самой далекой области, в которую могут проникнуть наши телескопы. До этого расстояния мы видим звезды такими, какие они есть. Даже в пределах Вселенной, как мы ее понимаем, вероятно, что более половины звезд, которые фактически существуют, слишком тусклы, чтобы их можно было увидеть человеческим зрением, даже вооруженным самыми мощными телескопами. Но их невидимость обусловлена только их расстоянием и тусклостью их собственного света, а не каким-либо препятствующим фактором.

Возможность темных звезд, следовательно, не опровергает общие выводы, на которые указывает наш обзор предмета. Вселенная, насколько мы можем ее видеть, является ограниченным целым. Она окружена огромным поясом звезд, который для нашего зрения представляется Млечным Путем. Хотя мы не можем установить точные пределы его расстояния, мы все же можем уверенно сказать, что он ограничен. Он имеет единообразия, проходящие через всю свою огромную протяженность. Если бы мы могли улететь на расстояния, равные расстоянию до Млечного Пути, мы бы обнаружили сравнительно мало звезд за пределами этого пояса. Правда, мы не можем установить какой-либо определенный предел и сказать, что за ним ничего не существует. Что мы можем сказать, так это то, что область, содержащая видимые звезды, имеет некоторое приближение к границе. Мы можем справедливо ожидать, что каждое последующее поколение астрономов на протяжении грядущих столетий будет получать немного больше света по этому предмету — получит возможность сделать более определенными границы нашей системы звезд и прийти к более и более вероятным выводам о существовании или несуществовании какого-либо объекта за ее пределами. Мудрый исследователь сегодняшнего дня оставит им задачу придания проблеме более позитивной формы.

V

ИЗГОТОВЛЕНИЕ И ИСПОЛЬЗОВАНИЕ ТЕЛЕСКОПА

Довольно распространено впечатление, что удовлетворительные виды небесных тел можно получить только с помощью очень больших телескопов и что владелец маленького телескопа должен находиться в большом невыгодном положении рядом со счастливым обладателем большого. Это неверно в той степени, в какой принято полагать. Сэр Уильям Гершель был бы в восторге от того, чтобы рассматривать Луну через то, что мы сейчас сочли бы очень скромным инструментом; и есть некоторые объекты, особенно Луна, которые обычно представляют более приятный вид через маленький телескоп, чем через большой. Многочисленные владельцы маленьких телескопов по всей стране могли бы найти свои инструменты гораздо более интересными, чем они есть, если бы только знали, какие объекты лучше всего подходят для исследования с помощью средств, находящихся в их распоряжении. Есть много других, не владельцев телескопов, которые хотели бы знать, как можно приобрести его, и для которых советы в этом направлении будут ценны. Поэтому мы дадим такую информацию, какую можем, относительно конструкции телескопа и более интересных небесных объектов, к которым он может быть применен.

Независимо от того, чувствует ли читатель себя компетентным взяться за изготовление телескопа или нет, ему может быть интересно узнать, как это делается. Во-первых, что касается общих принципов, общеизвестно, что действительно жизненно важные части телескопа, которые своим совместным действием выполняют функцию увеличения рассматриваемого объекта, состоят из двух частей: ОБЪЕКТИВА и ОКУЛЯРА. Первый собирает лучи света, исходящие от объекта, в фокус, где формируется изображение объекта. Окуляр позволяет наблюдателю видеть это изображение с наибольшим преимуществом.

Функции объектива, так же как и функции окуляра, могут в определенной степени выполняться каждой из них с помощью одной линзы. Галилей и его современники делали свои телескопы таким образом, потому что они не знали способа, которым две линзы могли бы сделать лучше, чем одна. Но каждый, кто изучал оптику, знает, что белый свет, проходящий через одну линзу, не весь собирается в один и тот же фокус, а синий свет будет собираться в фокус ближе к объективу, чем красный свет. Фактически, будет последовательность изображений: синее, зеленое, желтое и красное, соответствующие цветам спектра. Невозможно видеть эти разные изображения четко одновременно, потому что каждое из них сделает все остальные нечеткими.

Ахроматический объектив, изобретенный Доллондом около 1750 года, устраняет эту трудность и собирает все лучи почти в один и тот же фокус. Почти каждый, кто интересуется этим предметом, знает, что этот объектив состоит из двух линз — вогнутой из флинтгласа и выпуклой из кронгласа, причем последняя находится со стороны объекта. Это та самая жизненно важная часть телескопа, конструкция которой сопряжена с наибольшими трудностями. Получив идеальный объектив, остальная часть телескопа — это вопрос немногим более чем конструктивного мастерства, в котором нетрудно добиться успеха.

Конструкция объектива требует двух совершенно различных процессов: изготовления грубого стекла, что является работой стеклодува; и шлифовки и полировки до нужной формы, что является работой оптика. Обычное коммерческое стекло совсем не подходит для целей телескопа, потому что оно недостаточно прозрачно и однородно. ОПТИЧЕСКОЕ СТЕКЛО, как его называют, должно быть изготовлено из материалов, отобранных и очищенных с величайшей тщательностью, и обработано более сложным образом, чем это необходимо для любого другого вида стекла. Во времена Доллонда было едва ли возможно сделать хорошие диски из флинтгласа диаметром более трех или четырех дюймов. В начале нынешнего века Гинан из Швейцарии изобрел процесс, с помощью которого можно было производить диски гораздо большего размера. В сочетании со знаменитым Фраунгофером он сделал диски диаметром девять или десять дюймов, которые использовались его сотрудником при создании телескопов, ставших такими знаменитыми в свое время. Долгое время считалось, что он владеет каким-то секретным методом избегания трудностей, с которыми сталкивались его предшественники. Сейчас считается, что этот секрет, если он был таковым, заключался главным образом в постоянном перемешивании расплавленного стекла в процессе производства. Как бы то ни было, это любопытный исторический факт, что самые успешные изготовители этих великих дисков из стекла были либо из семьи Гинан, либо преемниками в управлении семейной фирмой. Именно Фей, зять или близкий родственник, изготовил стекло, из которого Кларк изготовил линзы великого телескопа Ликской обсерватории. Его преемник, Мантуа из Парижа, довел искусство до точки совершенства, к которой никогда прежде не приближались. Прозрачность и однородность его дисков, а также огромный размер, до которого он смог их довести, позволяют предположить, что он и его преемники обошли всех конкурентов в этом процессе. Именно он изготовил великую 40-дюймовую линзу для Йеркской обсерватории.

Поскольку оптическое стекло теперь изготавливается, материал постоянно перемешивается железным стержнем в течение всего времени, пока он плавится в печи, и после того, как он начал остывать, пока он не станет настолько густым, что перемешивание приходится прекратить. Затем его помещают вместе с горшком в печь для отжига, где его держат почти при температуре плавления в течение трех недель или более, в зависимости от размера горшка. Когда печь остывает, стекло вынимают, и горшок разбивают вокруг него, оставляя только центральную массу стекла. Имея такую массу, нетрудно разбить ее на куски любой желаемой чистоты и достаточно большие для телескопов умеренного размера. Но когда должен быть построен великий телескоп с апертурой в два фута или более, приходится предпринимать очень тонкие и трудоемкие операции. Внешнюю часть стекла сначала нужно отколоть, потому что она наполнена примесями из материала самого горшка. Но это еще не все. Внутри массы всегда обнаруживаются вены неравномерной плотности, и способа избежать их пока не найдено. Предполагается, что они возникают из материалов горшка и стержня для перемешивания, которые смешиваются со стеклом вследствие интенсивного тепла, которому подвергаются все они. Эти вены должны, насколько это возможно, быть сошлифованы или отколоты с величайшей тщательностью. Затем стекло снова плавят, прессуют в плоский диск и снова помещают в печь для отжига. На самом деле, операцию отжига приходится повторять каждый раз, когда стекло плавят. После охлаждения его снова проверяют на наличие вен, которых наверняка обнаружится большое количество. Проблема теперь состоит в том, чтобы удалить их путем резки и шлифовки, не разбивая стекло пополам и не прорезая в нем отверстие. Если части стекла однажды разделены, их никогда нельзя соединить, не создав плохого шрама в месте соединения. Однако до тех пор, пока поверхность не повреждена, внутренние части стекла могут быть изменены по форме в любой степени. Сошлифовав вены, насколько это возможно, стекло снова плавят и формуют в надлежащую форму. В этой форме нужно соблюдать большую осторожность, чтобы не было складок на поверхности. Представляя последнюю как своего рода кожу, заключающую расплавленное стекло внутри, ее нужно приподнимать везде, где стекло самое тонкое, и позволять последнему медленно стекаться вместе под ней.

[Иллюстрация с подписью: СТЕКЛЯННЫЙ ДИСК.]

Если диск из флинта, все вены должны быть сошлифованы при первой или второй попытке, потому что после двух или трех формовок стекло потеряет свою прозрачность. Кроновый диск, однако, можно плавить несколько раз без серьезного повреждения. Во многих случаях — возможно, в большинстве — мастер обнаруживает, что после всех своих месяцев труда он не может идеально очистить свое стекло от вредных вен, и ему приходится разбивать его на более мелкие куски. Когда он наконец преуспевает, диск имеет форму тонкого точильного камня диаметром два фута или более, в зависимости от размера телескопа, который нужно сделать, и толщиной от двух до трех дюймов. Затем стекло готово для оптика.

[Иллюстрация с подписью: ИНСТРУМЕНТ ОПТИКА.]

Первый процесс, который должен выполнить оптик, — это шлифовка стекла в форму линзы с идеально сферическими поверхностями. Выпуклая поверхность должна быть отшлифована в инструменте в форме блюдца соответствующей формы. Невозможно сделать инструмент идеально сферическим в первую очередь, но успех может быть обеспечен на геометрическом принципе, что две поверхности не могут соответствовать друг другу во всех положениях, если обе не являются идеально сферическими. Инструмент оптика — это очень простая вещь, представляющая собой не что иное, как железную пластину, несколько большую, возможно, на четверть, чем линза, которую нужно отшлифовать до соответствующей кривизны. Чтобы гарантировать ее изменение для соответствия стеклу, она покрыта внутри слоем смолы толщиной от одной восьмой до четверти дюйма. Этот материал удивительно хорошо подходит для этой цели, потому что он уступает, безусловно, хотя и очень медленно, давлению стекла. Чтобы у него было место для изменения своей формы, в нем прорезаны канавки в обоих направлениях, так чтобы оставить его в форме квадратов, как на шахматной доске.

[Иллюстрация с подписью: ИНСТРУМЕНТ ОПТИКА.]

Затем его посыпают крокусом, смоченным водой, и слегка подогревают. Грубо отшлифованная линза затем помещается на него и перемещается из стороны в сторону. Направление движения слегка меняется с каждым ходом, так что после дюжины или около того ходов линии движения будут лежать во всех направлениях на инструменте. Это изменение направления наиболее легко и просто осуществляется оператором, медленно ходящим вокруг во время полировки, в то же время линзу нужно медленно поворачивать либо в противоположном направлении, либо еще быстрее в том же направлении, так чтобы ходы полировщика пересекали линзу во всех направлениях. Это двойное движение гарантирует, что каждая часть линзы входит в контакт с каждой частью полировщика и движется по нему во всех направлениях.

Тогда любые части линзы или полировщика, которые могут быть слишком высокими, чтобы сформировать сферическую поверхность, будут постепенно стерты, тем самым обеспечивая идеальную сферичность обоих.

[Иллюстрация с подписью: ШЛИФОВКА БОЛЬШОЙ ЛИНЗЫ.]

Когда полировка выполняется машинами, что является обычаем в Европе с большими линзами, полировщик сдвигается вперед и назад по линзе с помощью кривошипа, прикрепленного к вращающемуся колесу. Полировщик в то же время медленно вращается вокруг оси в своем центре, в которую кривошип входит, и стекло под ним медленно поворачивается в противоположном направлении. Таким образом, достигается тот же эффект, что и в другой системе. Те, кто практикует этот метод, утверждают, что при таком использовании машин условия равномерной полировки для каждой части поверхности могут быть выполнены более совершенно, чем при ручном движении. Результаты, однако, не подтверждают этот взгляд. Ни один европейский оптик не заявит, что делает лучше, чем американская фирма Alvan Clark & Sons в производстве равномерно хороших объективов, и эта фирма всегда выполняет работу вручную, перемещая стекло по полировщику, а не полировщик по стеклу.

Придав обоим стеклам — флинтовому и кроновому — надлежащую форму в процессе обработки, их соединяют вместе и проверяют путем наблюдений либо небесного светила, либо какой-нибудь освещенной точки на небольшом расстоянии на земле. Отражение солнца от капли ртути, шарика термометра или даже осколка бутылочного стекла служит превосходной искусственной звездой. Самый лучший оптик всегда обнаружит, что при первой проверке его стекло не идеально. Он увидит, что не придал в точности те кривизны, которые обеспечивают ахроматизм. Тогда ему придется изменить форму одного или обоих стекол, полируя их на инструменте с несколько иной кривизной. Он также может обнаружить, что осталась некоторая сферическая аберрация. Ему придется изменить кривизну так, чтобы исправить ее. Исправление этих мелких несовершенств формы линз для обеспечения идеального изображения при прохождении через них света — самая сложная часть работы оптика, и от его мастерства в этом деле будет зависеть его окончательный успех и репутация больше, чем от чего-либо другого. Изготовление пары линз описанным нами способом вполне под силу любому человеку, обладающему обыкновенной механической смекалкой, необходимой чуткостью пальцев и пониманием решаемой задачи. Но создание идеального объектива значительного размера, который удовлетворил бы всем требованиям астронома, — это предприятие, требующее такой остроты зрения, такой способности судить о том, где кроется ошибка, и такого мастерства в манипуляциях для устранения дефектов, что успешных мастеров в любом поколении можно пересчитать по пальцам.

Чтобы телескоп в конечном итоге работал удовлетворительно, недостаточно, чтобы обе линзы имели правильную форму; они также должны быть правильно центрированы в своих оправах. Если какая-либо линза наклонена в сторону или смещена относительно своей надлежащей центральной оси, четкость изображения будет нарушена. Поскольку это может случиться практически с любым телескопом, мы объясним, как выполняется надлежащая юстировка.

Самый простой способ проверить эту юстировку — установить оправу с двумя стеклами объектива ночью у стены, отойти на небольшое расстояние и наблюдать в стекле отражение пламени свечи, которую держат в руке. От различных поверхностей будет видно три или четыре отражения. Наблюдатель, держа свечу перед глазом и расположив линию зрения как можно ближе к пламени, должен перемещаться до тех пор, пока различные изображения пламени не совпадут друг с другом. Если он не может добиться их совпадения из-за того, что разные пары совпадают по разные стороны от пламени, значит, стекла не идеально центрированы друг относительно друга. Когда центрировка идеальна, наблюдатель, держа источник света на линии осей линз и (если бы это было возможно) глядя сквозь центр пламени, увидел бы все три или четыре изображения совпадающими. Поскольку он не может видеть сквозь само пламя, он должен смотреть сначала с одной стороны, а затем с другой, чтобы увидеть, симметрично ли расположение изображений, видимых в линзах. Если, отходя на разные расстояния, он не обнаружит отклонения от симметрии, то в этом отношении юстировка достаточно точна для всех практических целей.

Более удобным инструментом, чем простая свеча, является небольшой вогнутый отражатель с отверстием в центре, подобный тем, что используют врачи при осмотре горла.

[Иллюстрация с подписью: ИЗОБРАЖЕНИЕ ПЛАМЕНИ СВЕЧИ В ОБЪЕКТИВЕ.]

[Иллюстрация с подписью: ПРОВЕРКА ЮСТИРОВКИ ОБЪЕКТИВА.]

Поместите этот отражатель на продолжении оптической оси, установите свечу так, чтобы свет от отражателя проходил через стекло, и смотрите через отверстие. В объективе будут видны изображения самого отражателя, и если юстировка идеальна, отражатель можно перемещать так, чтобы они все совпали вместе.

Когда объектив находится в трубе телескопа, всегда полезно время от времени проверять эту юстировку, держа свечу так, чтобы ее свет падал через отверстие перпендикулярно на объектив. Наблюдатель смотрит с одной стороны пламени, а затем с другой, чтобы увидеть, симметричны ли изображения в разных положениях. Если для того, чтобы увидеть их таким образом, свечу приходится смещать в сторону от центральной линии трубы, весь объектив требует юстировки. Если два изображения совпадают в одном положении пламени свечи, а два — в другом, так что их невозможно совместить ни в одном положении, это означает, что стекла неправильно установлены в своей оправе. Следует отметить, что эта последняя юстировка — работа оптика, поскольку она настолько сложна, что пользователь телескопа обычно не может выполнить ее самостоятельно. Однако перпендикулярность всего объектива по отношению к трубе телескопа может нарушиться в процессе эксплуатации, и каждый, кто пользуется таким инструментом, должен уметь исправлять ошибку такого рода.

Может возникнуть вопрос: какую часть телескопа любитель может сделать самостоятельно при любых обстоятельствах? Как правило, его работа в этом направлении должна ограничиваться трубой и монтировкой. Мы бы не стали утверждать, что любой изобретательный молодой человек с ясным пониманием оптических принципов не смог бы вскоре научиться шлифовать и полировать объектив самостоятельно описанным нами методом и таким образом получить инструмент гораздо лучше того, что был в распоряжении Галилея. Но было бы удивительным успехом, если бы его самодельный телескоп оказался равен самому посредственному из тех, что можно купить у оптика. Объектив в сборе можно приобрести по ценам, зависящим от размера.

[Сноска: Ниже приводится грубое правило для получения представления о цене ахроматического объектива высочайшего качества, изготовленного на заказ. Возьмите куб диаметра в дюймах или, что то же самое, вычислите объем кубической коробки, в которую поместился бы шар того же диаметра, что и световая апертура стекла. Цена стекла будет варьироваться от 1 до 1,75 доллара за каждый кубический дюйм в этой коробке. Например, цена четырехдюймового объектива, вероятно, будет варьироваться от 64 до 112 долларов. Очень маленькие объективы диаметром в один или два дюйма могут стоить немного дороже, чем следует из этого правила. Инструменты, которые не являются первоклассными, но отвечают большинству целей любителя, стоят гораздо дешевле.]

[Иллюстрация с подписью: ВЕСЬМА ПРИМИТИВНАЯ МОНТИРОВКА ДЛЯ ТЕЛЕСКОПА.]

Трубу для телескопа можно сделать из бумаги, наклеив большое количество слоев вокруг длинного деревянного цилиндра. Еще лучшая труба получается из простого деревянного короба. Однако лучший материал — металл, поскольку дерево и картон склонны как деформироваться, так и разбухать под воздействием влаги. Жесть, если она достаточно толстая, была бы очень хорошим материалом. Чем ярче она сохраняется, тем лучше. Работа по установке объектива в один конец жестяной трубы двойной толщины и его надлежащая юстировка, вероятно, вполне под силу обычному любителю. Установка окуляра в другой конец трубы потребует некоторого мастерства и осторожности как от него самого, так и от его жестянщика.

Хотя конструкция окуляра гораздо проще, чем объектива, поскольку не требуется такой точности в подгонке кривизны, цена его ниже в еще большей степени, поэтому любителю будет лучше купить окуляр, чем делать его самому, если только он не стремится испытать свои механические способности. Для телескопа, не имеющего микрометра, лучше всего подходит окуляр Гюйгенса, или отрицательный окуляр, как его обычно называют. В исполнении Гюйгенса он состоит из двух плосковыпуклых линз, обращенных плоскими сторонами к глазу, как показано на рисунке.

[Иллюстрация с подписью: ОКУЛЯР ГЮЙГЕНСА.]

Насколько мы описали наш телескоп, он оптически завершен. Если бы его можно было использовать как подзорную трубу, просто держа в руке и направляя на объект, который мы хотим наблюдать, вряд ли потребовалась бы какая-либо очень сложная опора. Но если телескоп, даже самого маленького размера, должен использоваться регулярно, надлежащая «монтировка» так же важна, как и хороший инструмент. Люди, не имеющие практики в использовании таких инструментов, очень склонны недооценивать важность тех принадлежностей, которые просто позволяют нам наводить телескоп. Представление о том, что требуется от монтировки, легко получить, если читатель попробует посмотреть на звезду в обычную подзорную трубу хорошего размера, держа ее в руке, а затем представит, что трудности, с которыми он сталкивается, умножены на пятьдесят.

Телескопы меньшего размера и более дешевые, как их обычно продают, устанавливаются на простой маленькой подставке, на которой инструмент допускает горизонтальное и вертикальное движение. Если кому-то нужно лишь мельком взглянуть на небесный объект, такая монтировка подойдет для его целей. Но чтобы хоть сколько-нибудь изучить небесное тело, монтировка должна быть экваториальной; то есть одна из осей, вокруг которых движется телескоп, должна быть наклонена так, чтобы указывать на полюс мира, который находится недалеко от Полярной звезды. Эта ось будет составлять с горизонтом угол, равный широте места наблюдения. Однако телескоп нельзя установить непосредственно на эту ось; он должен быть прикреплен ко второй оси, которая сама закреплена на первой.

[Иллюстрация с подписью: СЕЧЕНИЕ ПРИМИТИВНОЙ МОНТИРОВКИ. P P. Полярная ось, несущая вилку на верхнем конце A. Ось склонения, проходящая через вилку E. Сечение трубы телескопа C. Груз для уравновешивания трубы.]

При такой установке за объектом можно следить в его суточном движении с востока на запад, вращая только полярную ось. Но если требуется максимальное удобство в использовании, это движение должно осуществляться часовым механизмом. Телескоп с таким дополнением обычно стоит тысячу долларов и выше, поэтому его обычно не применяют к очень маленьким телескопам.

Теперь предположим, что читатель хочет приобрести телескоп или объектив для себя и иметь возможность судить о его работе. Он должен правильно установить объектив в трубе и использовать самое большое увеличение; то есть самый маленький окуляр, который он намерен использовать в инструменте. Конечно, он понимает, что при прямом взгляде на звезду или небесный объект он должен казаться четким по контуру и хорошо определенным. Но без долгой практики с хорошими инструментами это не даст ему очень четкого представления. Если человек, выбирающий телескоп, совсем не имеет практики, возможно, лучший тест — выяснить, с какого расстояния он может читать обычный печатный текст. Для этого он должен иметь окуляр, увеличивающий примерно в пятьдесят раз на каждый дюйм апертуры телескопа. Например, если его телескоп имеет свободную апертуру три дюйма, то его окуляр должен давать увеличение в сто пятьдесят раз; если апертура четыре дюйма, можно использовать окуляр с увеличением в двести раз. Это увеличение, как правило, является примерно самым высоким, которое можно с пользой применять с любым телескопом. Предполагая, что используется такое увеличение, эта страница должна быть читаема с расстояния четырех футов на каждую единицу увеличения телескопа. Например, при увеличении 100 она должна быть читаема с расстояния 400 футов; при увеличении 200 — с 800 футов и так далее. Чтобы выразить это условие иначе: если телескоп позволяет читать текст с расстояния 150 футов на каждый дюйм апертуры при наилучшем увеличении, его работа, по крайней мере, не очень плоха. Если увеличение меньше, чем дало бы это правило, телескоп должен работать немного лучше; например, трехдюймовый телескоп с увеличением 60 должен делать эту страницу читаемой с расстояния 300 футов, или четыре фута на каждую единицу увеличения.

Тест, применяемый оптиком, гораздо точнее, а также проще. Он наводит инструмент на звезду или на отражение солнечных лучей от маленького круглого кусочка стекла или капли ртути, находящихся на расстоянии нескольких сотен ярдов, и проверяет, сходятся ли все лучи в фокусе. Это делается не просто взглядом на звезду, а попеременным вдвиганием окуляра за точку отчетливого видения и выдвиганием его за эту точку. Таким образом, изображение звезды будет выглядеть не как точка, а как круглый диск света. Если телескоп идеален, этот диск будет казаться круглым и одинаково ярким в любом положении окуляра. Но если есть какая-либо сферическая аберрация или различия в плотности в разных частях стекла, изображение будет выглядеть искаженным различными способами. Если сферическая аберрация не исправлена, внешний край диска будет ярче центра, когда окуляр вдвинут, а центр будет ярче, когда он выдвинут. Если кривизна стекла не везде одинакова, изображение будет выглядеть овальным в том или ином положении. Если есть большие прожилки неравномерной плотности, на изображении будут видны крылья или зазубрины. Если атмосфера спокойна, изображение при вдвинутом окуляре будет состоять из большого количества мелких колец света. Если стекло хорошее, эти кольца будут круглыми, неразрывными и одинаково яркими. Мы представляем несколько рисунков, показывающих, как будут выглядеть эти спектральные изображения, как их иногда называют; во-первых, когда окуляр вдвинут, и во-вторых, когда он выдвинут, для телескопов разного качества.

Мы до сих пор говорили только о рефракторе, потому что это тот тип телескопа, которым наблюдатель естественным образом стремится обзавестись. В то же время нет сомнений, что создание рефлектора умеренного размера проще, чем соответствующего рефрактора. Основная часть рефлектора — слегка вогнутое зеркало из любого металла, который поддается хорошей полировке. Это зеркало можно шлифовать и полировать так же, как линзу, только инструмент должен быть выпуклым.

[Иллюстрация с подписью: СПЕКТРАЛЬНЫЕ ИЗОБРАЖЕНИЯ ЗВЕЗД; В ВЕРХНЕЙ СТРОКЕ ПОКАЗАНО, КАК ОНИ ВЫГЛЯДЯТ ПРИ ВДВИНУТОМ ОКУЛЯРЕ, В НИЖНЕЙ — ПРИ ВЫДВИНУТОМ.]

A Телескоп в порядке B Сферическая аберрация, показанная светлым и темным центром C Объектив не сферический, а эллиптический D Стекло неоднородное — очень плохой и неизлечимый случай E Одна сторона объектива ближе другой. Отрегулируйте

В последние годы стало очень распространенным делать зеркало из стекла и покрывать отражающую поверхность чрезвычайно тонким слоем серебра, который можно отполировать вручную за несколько минут. Такое зеркало отличается от нашего обычного зеркала тем, что слой серебра наносится на переднюю поверхность, поэтому свет не проходит сквозь стекло. Более того, слой серебра настолько тонок, что почти прозрачен: на самом деле солнце можно увидеть сквозь него при прямом взгляде как тусклый синий объект. Посеребренные стеклянные рефлекторы, изготовленные таким образом, широко производятся в Лондоне и стоят гораздо дешевле, чем рефракторы соответствующего размера. Их большой недостаток — недолговечность серебряного слоя. В городе слой обычно тускнеет через несколько месяцев от сернистых паров, исходящих от газовых фонарей и других источников, и даже в сельской местности очень трудно уберечь зеркало от контакта со всем, что может его повредить. В результате владелец такого телескопа, если он хочет поддерживать его в порядке, должен быть всегда готов к повторному серебрению и полировке. Для этого требуется такая тщательная манипуляция и обращение с химикатами, что вряд ли можно ожидать, что любитель будет брать на себя труд поддерживать свой телескоп в порядке, если только у него нет вкуса к химии, а также к астрономии.

Любопытство увидеть небесные тела в большие телескопы настолько широко распространено, что мы склонны забывать, как много можно увидеть и сделать с помощью маленьких. Дело в том, что значительная часть астрономических наблюдений прошлых времен была сделана с помощью того, что мы сейчас сочли бы очень маленькими инструментами, и большая часть серьезной астрономической работы настоящего времени выполняется с помощью меридианных кругов, апертуры которых обычно варьируются от четырех до восьми дюймов. Одним из самых ярких примеров недавнего времени того, как можно использовать инструмент умеренного размера, являются открытия двойных звезд, сделанные г-ном С. У. Бернемом из Чикаго. Вооружившись маленьким шестидюймовым телескопом, приобретенным на собственные средства у братьев Кларк, он открыл многие сотни двойных звезд, настолько сложных, что они ускользнули от внимания Медлера и Струве, и завоевал себе одно из самых высоких положений среди астрономов того времени, занимающихся наблюдением этих объектов. Именно с этим маленьким инструментом на горе Гамильтон в Калифорнии — впоследствии месте расположения великой Ликской обсерватории — он открыл сорок восемь новых двойных звезд, которые оставались незамеченными всеми предыдущими наблюдателями. Первым среди объектов, которые прекрасно видны в инструменты умеренного размера, стоит Луна. Люди, которые хотят увидеть Луну в обсерватории, обычно совершают ошибку, глядя, когда Луна полная, и прося показать ее в самый большой телескоп. Ничего, кроме яркого блеска света, испещренного темными пятнами и пересеченного неровными яркими линиями, тогда разобрать нельзя. Лучшее время для наблюдения Луны — около или до первой четверти, или когда ей от трех до восьми дней. Последняя четверть, конечно, столь же благоприятна, насколько это касается видимости, только нужно встать после полуночи, чтобы увидеть ее в этом положении. Если смотреть в трех- или четырехдюймовый телескоп за день или два до первой четверти, примерно через полчаса после захода солнца, с увеличением от пятидесяти до ста, Луна — один из самых красивых объектов на небе. Сумерки смягчают ее сияние, так что глаз не ослепляется, как это будет, когда небо совсем темное. Общий вид, который она тогда представляет, — это полушарие из прекрасного чеканного серебра, вырезанное любопытными круглыми узорами с более чем человеческим мастерством. Если, однако, кто-то хочет увидеть мельчайшие детали лунной поверхности, в которых многие наши астрономы сейчас так глубоко заинтересованы, он должен использовать большее увеличение. Общий красивый эффект тогда уменьшается, но видно больше деталей. Тем не менее, вряд ли нужно искать очень большой телескоп для любого исследования лунной поверхности. Я очень сомневаюсь, что кто-либо когда-либо видел на Луне что-то, что нельзя было бы разглядеть в ясной, спокойной атмосфере с помощью шестидюймового телескопа первого класса.

После Луны Сатурн — один из самых красивых небесных объектов. Его вид, однако, меняется в зависимости от положения на орбите. Дважды в течение оборота, который занимает почти тридцать лет, кольца видны с ребра и в течение нескольких дней невидимы даже в мощный телескоп. В течение целого года их форму может быть трудно разобрать в маленький телескоп. Эти неблагоприятные условия случаются в 1907 и 1921 годах. Между этими датами, особенно в течение нескольких лет после 1910 года, положение планеты на небе будет наиболее благоприятным, так как она будет находиться в северном склонении, вблизи своего перигелия, а ее кольца будут широко раскрыты. Мы все знаем, что Сатурн отчетливо виден невооруженным глазом, сияя почти как звезда первой величины, так что нет никакой трудности в том, чтобы найти его, если знать, когда и где искать. В 1906–1908 годах его противостояния приходятся на сентябрь месяц. В последующие годы они будут происходить на месяц позже каждые два с половиной года. Кольцо можно увидеть в обычную хорошую подзорную трубу, закрепленную на столбе для устойчивости. Четырех- или пятидюймовый телескоп покажет большинство спутников, деление в кольце и, когда кольцо хорошо раскрыто, любопытное темное кольцо, открытое Бондом. Это «креповое кольцо», как его обычно называют, — одно из самых необычных явлений, представляемых этой планетой.

Астроному-любителю с острым глазом и телескопом с апертурой четыре дюйма и выше может быть интересно часто рассматривать Сатурн с целью обнаружения любых необычайных извержений на его поверхности, подобных тем, что видел профессор Холл в 1876 году. 7 декабря того же года на экваторе Сатурна было замечено яркое пятно. Оно удлинялось изо дня в день и оставалось видимым в течение нескольких недель. Подобная вещь никогда раньше не была известна на этой планете, и если бы профессор Холл не был занят наблюдениями за спутниками, оно не было бы замечено тогда. Подобное пятно на планете было зарегистрировано в 1902 году и замечено гораздо более широко. В этом случае пятно появилось на более высокой широте от экватора планеты, чем пятно профессора Холла. При этом появлении время вращения планеты вокруг своей оси оказалось несколько большим, чем в 1876 году, в соответствии с общим законом, проявляющимся при вращении Солнца и Юпитера. Несмотря на свой преходящий характер, эти два пятна дали единственное определение времени обращения Сатурна, которое было сделано со времен Гершеля-старшего.

[Иллюстрация с подписью: ВЕЛИКИЙ РЕФРАКТОР НАЦИОНАЛЬНОЙ ОБСЕРВАТОРИИ В ВАШИНГТОНЕ]

Из спутников Сатурна самый яркий — Титан, который можно увидеть в самый маленький телескоп и который обращается вокруг планеты за пятнадцать дней. Япет, внешний спутник, примечателен тем, что сильно меняет яркость во время своего обращения вокруг планеты. Любой, у кого есть средства и способность делать точные фотометрические оценки света этого спутника во всех точках его орбиты, может тем самым оказать ценную услугу астрономии.

Наблюдения Венеры, с помощью которых астрономы прошлого века полагали, что открыли время ее вращения вокруг своей оси, были сделаны с помощью телескопов, гораздо более низких по качеству, чем наши. Хотя их наблюдения не были подтверждены, некоторые астрономы все еще склонны думать, что их результаты не были опровергнуты неудачей недавних наблюдателей обнаружить те изменения, которые старые описывают на поверхности планеты. С шестидюймовым телескопом наилучшего качества и имея время выбрать наиболее благоприятный момент, можно быть столь же хорошо оснащенным для решения вопроса о вращении Венеры, как и лучший наблюдатель. Особенно следует воспользоваться несколькими днями вблизи каждого нижнего соединения.

Вопросы, которые нужно решить, два: во-первых, есть ли какие-либо темные пятна или другие отметины на диске? во-вторых, есть ли какие-либо неровности в форме острых рогов? Центральные части диска намного темнее контура, и, вероятно, именно этот факт породил впечатление о темных пятнах. Если эта кажущаяся темнота не меняется время от времени или не показывает какой-либо неровности в своем контуре, она не может указывать на какое-либо вращение планеты. Лучшее время для тщательного осмотра острых рогов будет тогда, когда планета находится почти на линии от Земли до Солнца. Лучший час дня — около заката, причем полчаса после заката — самые лучшие из всех. Но если Венера находится близко к Солнцу, она после заката будет слишком низко, чтобы ее можно было хорошо видеть, и на нее нужно смотреть поздно днем.

Планета Марс всегда должна быть объектом большого интереса, потому что из всех небесных тел именно она, по-видимому, имеет наибольшее сходство с Землей. Она входит в противостояние с интервалами чуть более двух лет и может быть хорошо видна только в течение месяца или двух до и после каждого противостояния. Безнадежно искать спутники Марса с помощью любых телескопов, кроме самых больших в мире. Но отметины на поверхности, по которым было определено время вращения и которые указывают на сходство с поверхностью нашей собственной планеты, можно хорошо рассмотреть в телескопы с апертурой шесть дюймов и выше. Одно или оба ярких полярных пятна, которые, как предполагается, обусловлены отложениями снега, можно увидеть в меньшие телескопы, когда положение планеты благоприятно.

Иначе обстоит дело с так называемыми каналами, открытыми Скиапарелли в 1877 году, которые с тех пор вызывают такой большой интерес и породили столько дискуссий относительно их природы. Астроном, который имел наилучшие возможности для их изучения, — г-н Персиваль Лоуэлл, чья обсерватория во Флагстаффе, Аризона, прекрасно расположена для этой цели, к тому же он обладает одним из лучших, если не самым большим из телескопов. Там каналы видны как тонкие темные линии; но даже в этом случае они должны быть пятьдесят миль в ширину, так что слово «канал» можно считать неверным названием.

Хотя планета Юпитер не представляет таких поразительных особенностей, как Сатурн, она представляет еще больший интерес для астронома-любителя, потому что он может изучать ее с меньшей оптической силой и видеть больше изменений на ее поверхности. Каждая работа по астрономии в общих чертах рассказывает о поясах Юпитера, и многие размышляют об их причинах. Читатель недавних работ знает, что Юпитер, как предполагается, не твердая масса, подобная Земле, а огромный шар из расплавленного и парообразного вещества, промежуточный по составу между Землей и Солнцем. Внешняя поверхность, которую мы видим, вероятно, представляет собой горячую массу пара глубиной в сотни миль, выброшенную из нагретых недр. Пояса, вероятно, представляют собой облакоподобные формы в этой парообразной массе. Несомненно то, что они постоянно меняются, так что планета редко выглядит точно так же в два последовательных вечера. Вращение планеты можно очень хорошо увидеть за час наблюдения. За два часа объект в центре диска переместится почти к краю.

Спутники этой планеты в своих постоянно меняющихся фазах являются объектами постоянного интереса. Их затмения можно наблюдать в очень маленький телескоп, если знать, когда их искать. Чтобы сделать это успешно и без потери времени, необходимо иметь астрономический ежегодник на год. Все наблюдаемые явления предсказаны там для удобства наблюдателей. Пожалуй, самое любопытное наблюдение, которое можно сделать, — это прохождение тени спутника по диску Юпитера. Автор видел это прекрасно в шестидюймовый телескоп, и гораздо меньший, вероятно, показал бы это хорошо. В телескоп такого размера или немного больше спутники можно увидеть между нами и Юпитером. Иногда они кажутся немного ярче планеты, а иногда немного тусклее.

Из оставшихся больших планет Меркурий, внутренняя, а также Уран и Нептун, две внешние, представляют меньший интерес, чем другие, для любителя с маленьким телескопом, потому что их труднее увидеть. Меркурий, действительно, можно наблюдать с помощью самого маленького инструмента, но никаких физических конфигураций или изменений на его поверхности никогда не было обнаружено. Вопрос о том, можно ли наблюдать таковые, остается открытым, и его можно решить только путем долгого и тщательного осмотра. Маленький телескоп почти так же хорош для этой цели, как и большой, потому что атмосферные трудности на пути к получению хорошего вида планеты нельзя уменьшить увеличением телескопической силы.

Уран и Нептун настолько далеки, что для того, чтобы увидеть их диски, необходимы телескопы значительного размера и большой увеличительной силы. В маленькие телескопы они выглядят как звезды, и у наблюдателя нет способа отличить их от окружающих звезд, если он не может использовать лучшие астрономические приспособления, такие как звездные карты, круги на своем инструменте и т. д. Однако следует отметить, как факт, не являющийся общеизвестным, что Уран можно хорошо увидеть невооруженным глазом, если знать, где его искать. Чтобы распознать его, необходимо иметь астрономический ежегодник, показывающий его прямое восхождение и склонение, и звездные карты, показывающие, где среди звезд лежат параллели прямого восхождения и склонения. Когда он будет найден невооруженным глазом, конечно, не будет никакой трудности в наведении на него телескопа.

Из небесных объектов, за которыми полезно следить и которые можно хорошо рассмотреть с помощью недорогих инструментов, Солнце можно считать занимающим первое место. Астрономы, специализирующиеся на физике Солнца, имеют, особенно в этой стране, так много других обязанностей, и их обзор так часто прерывается облаками, что непрерывная запись пятен на Солнце и изменений, которые они претерпевают, едва ли возможна. Пожалуй, одна из самых интересных и полезных астрономических работ, которую может выполнить любитель, будет состоять из записи возникновения и изменений формы солнечных пятен и факелов. Как выглядит пятно, когда оно впервые появляется в поле зрения? Вспыхивает ли оно немедленно со значительной величиной или начинается как мельчайшая видимая точка и постепенно растет? Когда несколько пятен сливаются в одно, как они это делают? Когда пятно распадается на несколько частей, какова кажущаяся природа этого процесса? Как группы ярких точек, называемые факелами, появляются, меняются и растут? На все эти вопросы, несомненно, нужно отвечать по-разному, в зависимости от поведения конкретного пятна, но записи довольно скудны, и добросовестный и трудолюбивый любитель сможет развлечь себя, добавляя к ним, и, возможно, сможет сделать ценный вклад в науку таким же образом.