НОВОЕ
В ЖИЗНИ,
НАУКЕ,
ТЕХНИКЕ
Серия
«Космонавтика,
астрономия»
№ 8, 1980 г.
Издается
ежемесячно
с 1971 г,
Издательство
«Знание»
Москва
1980
ОПТИЧЕСКИЕ
ТЕЛЕСКОПЫ
СЕГОДНЯ
И ЗАВТРА
П. В. Щеглов,
доктор физико-математических наук

.6
СОДЕРЖАНИЕ
Введение *♦,,,.,..., 3
Рефракторы и рефлекторы. Первый современный
телескоп . . 6
Крупнейший телескоп начала века , , 14
Пятиметровый рефлектор . . , 20
Практическая астрофизика в нашей стране , 26
Шестиметровый телескоп АН СССР ... 33
Телескопы третьего поколения . 38
Телескопы четвертого поколения . 43
Эффективность телескопа . . * . , 47
Атмосферная оптика и практическая астрофизика 51
Орбитальный оптический телескоп • , . . 63
Щеглов П. В.
ЩЗЗ Оптические телескопы сегодня и завтра.-**
М.: Знание, 1980. — 64 с, ил. — (Новое в
жизни, науке, технике. Сер. «Космонавтика,
астрономия»; 8).
И к.
Брошюра посвящена настоящему и будущему крупных оп«
тических телескопов — основных инструментов астрономиче*
ских наук. Приводятся сведения об истории создания и строив
тельстве крупнейших телескопов века, включая и недавно вве*
денный в строй в СССР самый крупный в мире 6-метровый
оптический телескоп; описывается современная методика
выбора мест для строительства астрономических обсерваторий.
Брошюра рассчитана на широкий круг читателей.
20600 ББК252
(g) Издательство «Знание», 1980 г.

ВВЕДЕНИЕ
Астрономия была и остается наблюдательной
наукой: ее открытия, как правило, базируются на данных:
наблюдений, а усовершенствование методов
исследования окружающей нас Вселенной всегда давало и дает
новые результаты.
Человек получил поразительно много
астрономических сведений из наблюдений, сделанных
невооруженным глазом. Разделив в незапамятные времена небо на
созвездия, изучив суточное движение звезд,
перемещение среди них Луны, а потом (что гораздо труднее) и
Солнца, он научился ориентироваться по странам света
даже в открытом море, узнал продолжительность года
(уже в Древнем Египте она была определена в 365 сут,
а при Юлии Цезаре — в 36574 сут) и установил
важнейший факт — Земля изолирована в пространстве.
В III в. до нашей эры Эратосфен, зная годовое
движение Солнца по небу, с поразительной точностью
определил радиус Земли; в это же время Гиппарх
обнаружил предварение равнодействий — прецессию.
Собственные движения звезд были открыты в начале XVIII в.
Э. Галлеем, который сравнил свои наблюдения
положений звезд с визуальными (т. е. сделанными
невооруженным глазом) наблюдениями древнегреческих
астрономов.
На основе визуальных наблюдений астрономов
нового времени был открыт закон всемирного тяготения.
Последний из великих визуальных наблюдателей —
Тихо Браге — собрал колоссальный, высокоточный для
своего времени наблюдательный материал о
положениях планет. Делал он это (из песни слова не
выкинешь) для опровержения гелиоцентрической теории
Коперника. Ученик Тихо, Иоганн Кеплер,
проанализировал эти данные и вывел из них три своих знаменитых
3

закона планетных движений. Исаак Ньютон их
объяснил, показав, что планеты будут двигаться именно так,
как это следует из законов Кеплера, если они
притягиваются Солнцем, а сила притяжения пропорциональна
массам Солнца и планеты и обратно пропорциональна
квадрату расстояния между ними.
Апофеозом визуальных астрономических
инструментов был гигантский — с радиусом дуги в 40 м —
квадрант Самаркандской обсерватории Улугбека.
Впервые взглянул на небесные тела через телескоп
Галилео Галилей, сделав несколько важнейших
открытий. Кеплер предложил использовать в качестве
окуляра телескопа собирающую (а не рассеивающую, как в
трубе Галилея) линзу, что позволило потом поместить
в телескоп крест нитей и резко повысить точность
измерения положения небесных тел, осуществив тем самым
мечту дотелескопических астрономов.
С помощью телескопов были надежно измерены
размеры Солнечной системы, которые оказались неожидан*
но большими. Была открыта аберрация света,
определены собственные движения з^езд и, наконец, найдено
непосредственным тригонометрическим методом
расстояние до ближайших из них — оно оказалось громадным.
Резко увеличилась точность определения времени и
измерения географических координат, и все это в конце
концов сводилось к тому, что наблюдатель наводил нить
в поле зрения телескопа на изображение звезды.
Телескопические наблюдения, наконец, положили начало
астрофизике.
Непрерывной чередой появлялись астрономические
открытия, связанные с физическим строением небесных
светил. У планет Солнечной системы было открыто
множество спутников, обнаружены малые планеты,
началось детальное исследование Млечного Пути. И уже во
времена Ньютона все астрономы знали, что чем крупнее
и лучше применяемый ими телескоп, тем более слабые
звезды в него видны и тем лучше в него разглядывать
поверхность Луны и планет, и тем более интересных
открытий с его помощью в руках опытного
наблюдателя можно было ожидать.
Это справедливо и для наших дней. Современная
астрономия, с легкостью решая все требуемые от нее
прикладные задачи — определение времени, координат*
задачи космической навигации и т. д. (к ним она была
4

готова десятки лет назад), все больше проявляет черты
фундаментальной науки, создавая основу развития
смежных дисциплин и в первую очередь физики.
Известный советский физик Л. А. Арцимович
незадолго до своей кончины писал: «По-видимому, можно
сказать, что началась новая эра в развитии науки, в
которой астрофизике будет принадлежать ключевое
положение... Кажущееся спокойствие Вселенной исчезло,
и мы стали свидетелями множества драматических
событий, происходящих в звездах и галактиках. Быстро
вращающиеся звезды гигантской плотности с
пульсирующим радиоизлучением, таинственные квазары, взрыва*
ющиеся звезды и взрывающиеся галактики оказались
нормальными элементами эволюции материального ми«
ра. И еще один недавно открытый элемент этой
эволюции, возможный отголосок далекого прошлого —
холодные волны деградирующего излучения, в которых
купается космос. Сейчас это излучение принято
рассматривать как свидетельство первичного взрыва,
положившего начало всему нынешнему звездному великолепию».
Современные физики интересуются астрономией
далеко не платонически. Как и раньше, космос
представляет им богатые возможности наблюдать вещество в
экстремальных состояниях—сверхразреженном и
сверхплотном, при температурах и в несколько десятков
миллионов градусов и в несколько градусов абсолютной
температуры. Поэтому они с интересом относятся к
выводам астрономов и активно используют их в своих
исследованиях. То, что Солнце не погасло в течение
нескольких миллиардов лет, стимулировало разработку
теории ядерных превращений, результаты применения
которой хорошо известны каждому. То, что плазму
любой температуры можно надежно изолировать в
магнитной ловушке, хорошо и давно известно каждому
исследователю Солнца. И так как в настоящее время
научные идеи представляют совершенно реальную силу,
фундаментальные исследования в области астрономии
приобретают все большее значение.
Астроном находится на пути между созерцающим
Эвездное небо человеком и физиком, размышляющим о
том, почему плотность той или иной звезды в сто тысяч
раз больше солнечной. Наблюдая небесные объекты,
астроном узнает, не выходя из своей обсерватории,
рчень многое о химическом составе, температуре и ско-
5

ростях движения вещества в космических объектах.
Для этого он, однако, не может пользоваться ничем
другим, кроме электромагнитного излучения изучаемых
объектов, воспринимаемого радиоантеннами,
оптическими телескопами и установленными на спутниках
устройствами. Коснуться манипуляторами космических
аппаратов и рассмотреть «глазами» телекамер вблизи он
может не более десятка объектов из миллиардов нас
окружающих светил. Современный астроном,
интерпретируя наблюдения, совершенно равноправно пользуется
данными о любом участке спектра изучаемого
объекта — от гамма-лучей до километровых радиоволн, и
результаты различных диапазонов отнюдь не исключают
друг друга — они немыслимы один без другого.
Эта брошюра посвящена настоящему и будущему
крупных рефлекторов наземной оптической
астрономии — основных инструментов этой науки. Однако для
того чтобы хорошо понять настоящее, необходимо знать
прошлое, т. е. историю телескопостроения.
РЕФРАКТОРЫ И РЕФЛЕКТОРЫ.
ПЕРВЫЙ СОВРЕМЕННЫЙ ТЕЛЕСКОП
Галилей собрал свой телескоп из очковых стекол.
Сделанные им поразительные открытия заставили и
других астрономов строить подобные инструменты,
стремясь, разумеется, чтобы их диаметр был побольше, а
увеличение — посильнее. Однако так просто это не
удавалось: стоило увеличить диаметр объектива телескопа,
как изображение звезд, Луны и планет оказывались
окруженными цветной каймой. Это еще не открытые
тогда, но неумолимые законы оптики не разрешали
простым очковым линзам собирать все лучи спектра в
одной точке.
Для того чтобы сделать изображения лучше,
приходилось увеличивать фокусное расстояние линзы
объектива, и если, например, при 10-сантиметровом диаметре
оно достигало 20—30 м, то все было в порядке. Одна из
подобных «воздушных труб», построенная знаменитым
польским астрономом Яном Гевелием в Гданьске в
конце XVII в., показана на рис. 1. Управляться с таким
телескопом без команды опытных парусных моряков
было, пожалуй, невозможно, но с помощью этого и
подобных ему инструментов были составлены первые кар-»
6

ты Луны, открыты кольца Сатурна и три его спутника.
Однако мастера-оптики заметили, что, если
приложить к положительной линзе несколько более слабую
отрицательную, собирающая сила этой двойной линзы
не исчезает, а цветная кайма уменьшается. Так был
изобретен ахроматический объектив. Появились
подзорные трубы, дающие хорошее увеличение и четкое
изображение. Особенно прославился своими изделиями
телескопный мастер Дж. Доллонд из Лондона.
Но... официальная наука была против. Сам великий
Ньютон высказался о принципиальной невозможности
сделать ахроматический объектив из двух различных
сортов стекла — крона и флинта. В доказательство
этого он своими собственными руками отлил из бронзы
зеркало диаметром 5 см и отполировал его, придав ему
Рис. 1. «Воздушная труба» польского астронома XVII в. Яна Ге-
велия. Для того чтобы улучшить изображение, даваемое простыми
линзами, служившими объективами этих инструментов, их
приходилось делать очень длиннофокусными
7

форму точного параболоида, построив таким образом
первый рефлектор, обладавший, очевидно, полным
отсутствием цветной каймы вокруг изображения — ведь
угол падения равен углу отражения для всех цветов
спектра!
В результате этого основным астрономическим
инструментом XVIII в. стал рефлектор с металлическим
зеркалом (рис. 2). Эти инструменты дошли до диаметров,
превышающих 1,5 м, и обогатили астрономию
бесценными открытиями: именно с помощью рефлектора
Вильям Гершель открыл планету Уран, наблюдения на
рефлекторах заложили основы наших представлений о
строении Млечного Пути.
Рис. 2. Крупный рефлектор конца XVIII в.
6

Рефракторы взял» реванш в XIX в., но уже в новом,
более совершенном качестве. Дело в том, что
рефлекторы с металлическими зеркалами были все же
довольно несовершенными инструментами — металл плохо
полируется, прогибается под действием собственной
тяжести, тускнеет со временем. К началу XIX в. произошли
два важных для астроприборостроения события:
во-первых, поняли ошибку Ньютона и, во-вторых, была
разработана строгая математическая теория
ахроматических двухлинзовых объективов. Математики класса
Л. Эйлера и А. Клеро не гнушались заниматься
решением этой задачи и дали много конкретных конструкций
ахроматических объективов. Оставалось лишь их
сделать, и это тоже было возможно — искусство оптиков
к тому времени возросло и, что самое главное,
усовершенствовалось мастерство стеклоделов, которые
научились отливать достаточно большие однородные
заготовки из стекла нужных сортов.
Первый же рефрактор нового поколения,
изготовленный И. Фраунгофером для обсерватории в Тарту,
позволил В. Я. Струве измерить расстояние до ярчайшей
звезды северного неба — Беги. Струве поступил точно
так, как в школьном учебнике рекомендуется делать
при определении расстояния до недоступного
предмета — он измерил изменение направления на Бегу при
переходе Земли с одной стороны своей орбиты на
противоположную.
Рефракторы становились все крупнее и крупнее, и
традицией Пулковской обсерватории стало иметь
крупнейший в мире телескоп такого ррда. По мере
увеличения их размеров становились видны, однако, их
недостатки (разумеется, несравнимо меньшие, чем у
длинных труб (XVII в.). Но ведь за 100 лет и требования
астрономии возросли, появилась, в частности,
астрофотография, требующая от оптических систем
безукоризненных изображений в синей, фиолетовой и
ультрафиолетовой областях спектра, где излучение сильнее всего
действует на бромистое серебро. Более того, когда
рефракторы приблизились по своим диаметрам к 70—
100 см, выяснилось, что для их объектива чрезвычайно
трудно изготовить однородные блоки стекла (так,
кроновая заготовка для рефрактора Ликской обсерватории
получилась удачно лишь с 19-й попытки!). И наконец,
оказалось что линзы таких рефракторов прогибаются
9

под действием собственной тяжести, а с этим нельзя
ничего поделать — ведь линза крепится по краям и ее
не подопрешь в середине...
Поэтому в конце XIX в. появились новые
рефлекторы — телескопы с зеркалами, сделанными в виде
точнейшего параболоида вращения и изготовленными из
стекла — материала, хорошо поддающегося обработке
и сохраняющего свою форму. Для того чтобы
стеклянное зеркало хорошо отражало свет, его с помощью
химического процесса, изобретенного Ю. Либихом,
покрывали тончайшим слоем серебра.
На истории одного из первых телескопов такого
рода — 90-сантиметрового рефлектора, ставшего
благодаря ряду благоприятных обстоятельств инструментом,
внесшим существенный вклад в астрономию, — мы
сейчас и остановимся.
В 1873 г. калифорнийский миллионер Дж. Лик,
составивший значительное состояние в результате
земельных спекуляций во время золотой лихорадки,
почувствовал, что жить ему остается уже недолго и что нужно
как-то распорядиться своими тремя миллионами. Среди
нескольких благотворительных предприятий,
финансирование которых обеспечивалось его завещанием,
первое место отводилось созданию обсерватории,
расположенной в Калифорнии и оснащенной крупнейшим в
мире телескопом.
Хотя Лику и хотелось, чтобы телескоп был на виду,
его удалось убедить в том, что расположение в горах
дает инструменту многие преимущества. Вскоре после
некоторых колебаний место для будущей обсерватории
было выбрано на вершине горы Гамильтон,
сравнительно доступной для туристов. Вершина была выбрана, по-
видимому, из эстетических соображений; изучение
спокойствия атмосферы до строительства обсерватории на
ней не велось.
Правительство США отдало территорию вершины
горы Гамильтон астрономам, а местные власти в 1875—
1876 гг. проложили на нее дорогу. Теперь стал вопрос
о научном руководстве строящейся обсерватории.
Душеприказчики миллионера подошли к этому делу серьезно
и попросили консультации у знаменитого тогда
Саймона Ньюкомба, астронома Вашингтонской обсерватории.
Ньюкомб поехал в Европу, чтобы ознакомиться с
ведущими обсерваториями, в том числе и с Пулковской,
10

которую в то время по праву называли астрономической
столицей мира. Вернувшись, он обратил внимание на
необходимость проверки качества атмосферы на горе
Гамильтон, для чего рекомендовал одного чикагского
любителя астрономии—С. Бернхема1. В августе 1879 г. Берн-
хем прибыл на гору с 15-сантиметровым рефлектором и,
пронаблюдав 2 месяца, убедился, что качество
атмосферы здесь значительно лучше, чем в Чикаго; его
небольшой инструмент работал здесь заметно лучше, чем
вдвое более крупный телескоп, установленный на
равнине. Таким образом, примерно 100 лет назад появилась
обсерватория, расположенная в сравнительно хороших
атмосферных условиях.
Теперь отвлечемся на некоторое время от событий,
происходящих на дальнем Западе США, и
перенесемся в Европу, где в это время происходили события, без
которых развитие современной наблюдательной
астрофизики, быть может, пошло бы другим путем.
В середине XIX в. во Франции Леоном Фуко были
изготовлены первые стеклянные параболические
зеркала. Отражающий свет параболоид является идеальным
прибором для построения хорошего (без цветной
каймы) изображения какого-либо удаленного предмета,
имеющего небольшие угловые размеры. Как мы уже
знаем, параболические зеркала из металла делались и
ранее. Телескопы старых мастеров — Дж. Шорта,
В. Гершеля и У. Росса — имели зеркала, близкие по
форме к параболоиду. Но из металла не удавалось
сделать зеркало с достаточно точной формой поверхности,
а для получения хорошего изображения зеркало
должно отличаться от параболоида не более чем на 0,05 мкм„
Кроме того, зеркальный металл, из которого делались
зеркала, довольно плохо отражал свет. Тем не менее
диаметр металлических рефлекторов достигал почти
2 м, и с их помощью были сделаны астрономические
открытия первостепенной важности.
Так или иначе с развитием теории оптических
приборов, стекловарения и технологии обработки появилась
возможность создавать высокоточные стеклянные
параболоиды. Трудность здесь состоит в следующем: хотя
1 Деятельность Ньюкомба этим не ограничилась, он направил
на обсерваторию одного из своих учеников в качестве директора;
он же в значительной степени определил организацию и характер
деятельности новой обсерватории.
II

параболоид сводит лучи от бесконечно удаленной
звезды в точку, лаборатория, где ведется его изготовление,
имеет конечные размеры. Поэтому в небольшом
помещении требовалось осуществить имитацию бесконечно
удаленной точки, чтобы по ее изображению
проконтролировать степень совершенства параболоида. Эта
задача была сведена английским оптиком А. Коммоном к
изготовлению высококачественного плоского зеркала,
которое отбрасывало выходящий из параболоида
параллельный пучок назад2, и параболоид давал его
изображение рядом с точечным источником. Трудность
теперь состояла в изготовлении плоского зеркала, но для
небольших телескопов эта задача была разрешена
(о чем будет сказано далее несколько подробнее).
В 1879 г. по просьбе Коммона в Англии было
изготовлено вогнутое стеклянное параболическое зеркало
диаметром 91 см. Оно оказалось весьма точным:
разрешающая способность (диаметр изображения звезды
в фокусе телескопа при идеальных атмосферных
условиях) была не хуже 0,5". При изготовлении этого
зеркала было впервые применено то, что называется в
наше время научным подходом — использовались
обоснованные методы изготовления и контроля, причем
высококачественное зеркало было получено в результате
планомерной работы, а не случайного поиска.
Изготовленное и исследованное 91-сантиметровое
зеркало было смонтировано на соответствующей
механической установке (телескоп должен иметь
возможность быть направленным в любую точку неба и
следить за наблюдаемым объектом в его суточном
движении), и в 1885 г. Коммон продал изготовленный таким
образом телескоп состоятельному английскому
любителю астрономии Э. Кросслею, который установил его в
своем поместье в Галифаксе, в самом центре
Британских островов. Однако туманный климат Англии не
способствовал успеху наблюдений на новом телескопе, и в
1894 г. Кросслей дает объявление в научной периодике,
предлагая свой рефлектор для продажи.
На это сообщение быстро откликнулся Э. Холден,
директор Ликской обсерватории, в свое время
рекомендованный на этот пост Ньюкомбом. Он был, конечно,
2 Оптическая система обратима, и если в фокусе параболоида
поставить точечный источник света, из него выйдет пучок
параллельных лучей.
12

заинтересован в приобретении этого новомодного
инструмента, но у обсерватории тогда уже не было денег.
Холдену удалось уговорить Кросслея подарить свой
рефлектор, однако не было денег и на его перевозку и их
пришлось собирать по подписке. Все же в 1895 г.
телескоп, названный Кросслеевским, был установлен в Лик-
ской обсерватории.
Оглядываясь назад, можно с удивлением заметить,
что след в развитии современной астрономии оставило
не так уж много из существующих крупных телескопов.
Дело здесь в том, что участь вновь построенного
телескопа зависит от многих обстоятельств. Прежде всего
огромную роль играет его происхождение и биография.
Ведь постройку телескопа задумывают задолго, лет за
10—15 до появления его на свет, и тут очень важно,
чтобы проектом инструмента занялись люди, способные
предвидеть тенденцию развития наблюдательной
астрономии и астроприборостроения на столь долгий срок
вперед.
Кросслеевскому рефлектору Ликской обсерватории
повезло — хорошая оптика, механика на уровне эпохи,
удачное место установки (позже мы поймем, почему
атмосферные условия для астрономических наблюдений
на изолированной вершине наиболее благоприятны),
большое количество дней с ясной погодой и
квалифицированный коллектив астрономов позволили довольно
быстро получить на 91-сантиметровом рефлекторе
результаты, имеющие научную ценность. Работа этого рефлек*
тора оказала стимулирующее влияние на строительство
более крупных и совершенных телескопов.
Интересна атмосфера, создавшаяся вокруг нового
телескопа. Обсерваторский фольклор сохранил
подробности первых лет работы на Кросслеевском рефлекторе.
В существовавшем там коллективе исследователей
господствовала обстановка максимализма, когда плохо
сфокусированные или недостаточно хорошо
проявленные снимки считались непростительной ошибкой.
Некоторые наиболее критически настроенные астрономы
утром прокрадывались в фотолабораторию, где
сушились негативы предыдущей ночи, чтобы составить
независимое суждение о качестве работы своего коллеги,
который в это время мирно отдыхал после наблюдений.
Вокруг недостаточно искусных наблюдателей создавал-
13

Ся климат нетерпимости, который побуждал их
выжимать из инструмента все, на что он способен.
Все это не замедлило дать результаты. На снимках
с Кросслеевским рефлектором оказалось множество
внегалактических туманностей — от самых маленьких,
изображения которых лишь с трудом можно отличить от
звездных, до крупных, в которых были хорошо видны
спиральные ветви и темное поглощающее вещество.
Этот факт имел большое значение для понимания
природы поглощения света в межзвездном пространстве.
На одном из снимков был обнаружен выброс из ядра
галактики М 87, споры о природе которого
продолжаются среди теоретиков и в наши дни.
Роль Кросслеевского рефлектора состояла и в том,
что он задал довольно высокий исходный уровень
крупного телескопостроения. Поскольку ни одна уважающая
себя обсерватория не могла позволить себе иметь
рефлектор хуже предыдущего, следующий телескоп,
построенный в 1908 г. на обсерватории Маунт-Вилсон
вблизи Лос-Анджелеса, имел уже диаметр 150 см и
хорошее качество оптики.
Обсерватория Маунт-Вилсон была построена в
1904 г. для наблюдений Солнца. Специальных
исследований качества ночной атмосферы на ней не делалось.
Но благодаря расположению на довольно хорошо
изолированном горном отроге этот пункт показал
впоследствии отличные атмосферные условия и для ночных
наблюдений, что позволило использовать появившиеся
там инструменты — 1,5- и 2,5-метровые рефлекторы —
весьма эффективно. С помощью этих телескопов
впервые было измерено расстояние до внегалактических
туманностей,
КРУПНЕЙШИЙ ТЕЛЕСКОП НАЧАЛА ВЕКА
Возникновение обсерватории Маунт-Вилсон связано
с именем американского исследователя Солнца и, как
мы сказали бы сейчас, организатора науки — Джорджа
Хэла, родившегося в 1868 г. Хэл интересовался
астрономией с детства, в чем его поощрял отец. После
обучения в Массачусетском технологическом институте он
стал работать в Чикаго, где в 1891 г. изобретает
вместе с Ф. Эллерманом спектрогелиограф — спектральный
инструмент для наблюдения Солнца, который позволяет
14

наблюдать поверхность и окрестности нашего дневного
светила в излучении спектральной линии определенного
элемента. Это открытие принесло его автору быстрый
успех и широкое признание; жизненный путь молодого
ученого был окончательно выбран.
В возрасте 23 лет он едет в Европу, где с помощью
самых авторитетных ученых Англии и Франции
основывает «Астрофизический журнал», являющийся и
поныне основным астрофизическим изданием за рубежом.
Россия в астрофизических исследованиях была
отмечена включением в редакцию известного пулковского
астрофизика А. А. Белопольского, классические работы
которого не перестают цитироваться и в настоящее время.
Вернувшись в Чикаго, Хэл понял, что для
спектрального исследования Солнца, звезд и туманностей ему
необходим значительно более крупный инструмент, чем
имевшийся на его домашней обсерватории
25-сантиметровый рефлектор. В это время он узнал, что у Альвана
Кларка — оптика, изготовившего Ликский объектив,
есть стеклянные заготовки для создания еще более
крупного телескопа, от которых отказался один из
американских университетов. Хэл загорелся идеей построить
крупнейший в мире рефрактор для Чикагского
университета и начал столь характерную для американских
астрономов того времени деятельность по добыванию
денег. История эта весьма упрощенно описана Т.
Драйзером в «Финансисте» в главе «Планета Марс». И
действительно, Хэл не отставал от чикагского трамвайного
магната Ч. Йеркса до тех пор, пока ему не удалось
получить всю необходимую сумму, в том числе и средства
для строительства здания обсерватории. Дело это
заняло больше года, причем настойчивому астроному
иногда отказывали в приеме... Тем не менее в 1897 г. Йерк-
ская обсерватория, оснащенная метровым рефрактором
и расположенная недалеко от Чикаго, вступила в строй.
Однако предприимчивость Хэла уже искала новых
точек приложения. Однажды в 1902 г., читая чикагскую
газету, он узнал, что А. Карнеги, составивший огромное
состояние производством стали, решил уделить малую
толику своих капиталов развитию науки. Уже
организованы лаборатории генетики и ботаники, бюро
исторических исследований и отделение исследования
земного магнетизма. Воображение Хэла мгновенно
воспламенилось — вот он, наконец, Миллионер, понимаю-
15

щий значение науки, которого не нужно осаждать
тщетными просьбами о мелких подачках и с которым можно
начать проект большого масштаба. Через несколько
месяцев Хэл вместе с четырьмя другими астрономами был
назначен членом комитета Карнеги для изучения
возможности финансирования астрономических
исследований.
Астрономический комитет не без влияния Хэла
принял рекомендацию устроить солнечную обсерваторию в
пункте с особенно благоприятными для астрономии
климатическими условиями. Для поисков этого места были
выделены средства, и один из ликских астрономов
начал путешествовать с небольшим телескопом, изучая
дрожание изображения Солнца. Довольно быстро
район его действий сузился, ограничившись несколькими
вершинами в Южной Калифорнии. Среди них были
горы Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар.
После того как Хэл подтвердил астроклиматическис
данные по Маунт-Вилсон (для этого пришлось
обратиться к очередному миллионеру — Гукеру и
организовать экспедицию на его субсидию), фонд Карнеги
выделил деньги на постройку солнечной обсерватории.
Вместе с Хэлом в Калифорнию перебралось несколько
сотрудников Иеркской обсерватории. Для нашего
дальнейшего изложения важной фигурой является оптик
Джордж Ричи, который еще в Чикаго научился
изготавливать зеркала диаметром 50—60 см. В
Калифорнии перед ним была поставлена задача придать форму
оптически совершенного параболоида поверхности 150-
сантиметрового стеклянного диска.
Этот диск был заказан Хэлом во Франции на
старинной фабрике зеркального стекла в Сен-Гобене,
основанной Людовиком XIV в 1665 г., когда
«король-солнце» пожелал избавиться от монополии венецианских
зеркальных мастеров. Из поколения в поколение
передавали стекловары свои секреты, ведь даже в
настоящее время варка оптического стекла остается своего
рода искусством. Вершиной их достижений и явился 150-
сантиметровый диск, отлитый по секретному рецепту и
отожженный в течение длительного времени для
устранения внутренних напряжений.
Ричи начал обрабатывать заготовку на станке своей
собственной конструкции. Хэл оставил Ричи наедине с
зеркалом, ромощь в этом деле могла лишь помешать,
16

И действительно, высокое чувство ответственности и
неиссякаемое терпение привели к появлению весьма
высококачественного зеркала. Чтобы не потерять его
прекрасных свойств, Ричи пошел дальше — он
спроектировал конструкцию телескопа и башни, наиболее
соответствующую высококачественной оптической системе.
Мало того, создатель зеркала взялся за астрономические
наблюдения.
Ричи был весьма искусным экспериментатором.
Изготовив телескоп, он начал на нем наблюдать, стремясь
достигнуть максимальной четкости снимка и,
следовательно, регистрации сколь возможно слабых звезд.
Хорошие снимки в те времена, да, впрочем, и сейчас
требовали для своего получения большого искусства.
Экспозиции на 150-сантиметровом телескопе на
несовершенных фотопластинках начала века достигали 10—
15 ч. Каждые 1,5 ч Ричи вынимал кассету и заново
фокусировал телескоп — из-за остывания зеркала,
изготовленного из стекла, фокус постепенно менялся.
Днем зеркало охлаждали с помощью специального
холодильника (что было в 1910 г. известным
новшеством), а башню закрывали брезентовым балдахином
для того, чтобы не дать телескопу нагреться. Дрожание
изображения компенсировалось смещением кассеты;
путем длительной тренировки Ричи удавалось выполнять
до четырех коррекций в секунду (каждой рукой).
Имелся тренажер, на котором он днем совершенствовал свое
искусство. В зубах наблюдатель держал
электроконтакт, который позволял быстро закрыть затвор кассеты
в момент ухудшения изображений. Было и немало
разочарований. Однажды наблюдатель, проработав таким
образом целую ночь, обнаружил, что кассета не была
заряжена...
Все эти ухищрения принесли свои плоды. На
снимках туманности Андромеды, полученных Ричи в 1910 г.,
мы можем сейчас отождествить переменные звезды,
открытые позже с помощью 2,5- и 5-метровых телескопов.
Если бы в это время была получена серия снимков,
переменные звезды в других галактиках можно было
обнаружить уже тогда. Это дало бы возможность
доказать, что спиральные туманности — самостоятельные
галактики (в 191-3 г. была прокалибрована в
абсолютных величинах зависимость светимости переменных
104&-2
1?

звезд-цефеид от их периода). Но это произошло
десятью годами позже.
На полученных с помощью 150-сантиметрового
телескопа снимках туманностей М 31 и М 33 впервые
оказались заметны отдельные звезды. Между 1910 и 1920 г.
появились серьезные основания считать, что эти
туманности являются обширными самостоятельными
звездными системами. Если говорить о числах, то
150-сантиметровый телескоп регистрировал на пределе своей
чувствительности и при соблюдении всех упомянутых выше
предосторожностей звезды 21,5 звездной величины3.
Такая звезда в 4-108 раз слабее Беги.
В 1917 г. на 150-сантиметровом телескопе была
открыта сверхновая4 во внегалактической туманности
NGC 6946, которую сочли Новой (расстояние до
туманности не было известно), и две новые в туманности
Андромеды. Эти наблюдения явились дополнительным
аргументом в пользу того, что наблюдаемые галактики
действительно не принадлежат нашей звездной системе.
Таким образом, 150-сантиметровый рефлектор
заметно расширил наблюдаемую часть Вселенной и сильно
приблизил астрономию к решению одного из своих
фундаментальных вопросов — определения шкалы метага-
лактических расстояний. Кроме того, этот телескоп, как
и его предшественник, стимулировал создание новых
более мощных инструментов.
За 1,5-метровым телескопом обсерватории Маунт-
Вилсон последовал 2,5-метровый (рис. 3), также
изготовленный Ричи. Он вступил в строй в 1918 г. и
оказался заметно эффективнее в том смысле, что
предельная звездная величина 1,5-метрового рефлектора
получилась на нем без особых усилий с экспозициями
порядка 1 ч (здесь сыграл также роль прогресс
фотографических материалов). Причем наблюдателем мог быть
обычный астроном, не очень искушенный в тонкостях
обращения с астрономическими инструментами.
2,5-метровый телескоп был установлен близ 1,5-метрового,
работали на нем те же астрономы, и проблематика его
8 Изменение блеска звезды на 1 ззездную величину делает
ярче или ослабевает ее примерно в 2,5 раза. Самая яркая звезда
северного неба Вега, например, имеет нулевую величину.
4 По сложившейся традиции названия объектов, находящихся
в нашей Галактике, пишут с большой буквы в отличие от
внегалактических объектов, например Новые и Сверхновые, новые и
сверхновые,
18

оказалась продолжением и развитием исследований,
начатых на 1,5-метровом инструменте.
Результаты не заставили себя ждать. Осенью 1923 г,
в туманности Андромеды (М 31) была открыта первая
цефеида. Вскоре их число увеличилось до десятка (в
туманностях М 33, М 31 и NGC 6288). По кривым
блеска было установлено, что это такие же переменные
звезды, какие наблюдаются в нашем Млечном Пути, и
зависимость «период—светимость», обнаруженная в
1908 г. астрономом Гарвардской обсерватории
Генриеттой Ливитт, тут же позволила определить расстояние
до них. По размерам спиральные туманности оказались
Рис» 3, 2,5-метровый рефлектор обсерватории
Маунт-Вилсон
19

сравнимыми с нашей Галактикой, а расстояния до них
на порядок превосходили размеры Млечного Пути.
Спор о том, где находятся «слабые туманности», был
окончен.
Вопрос о том, имеется ли зависимость скорости
движения внегалактических туманностей от расстояния до
них, в это время уже поднимался, но наблюдательный
материал тогда еще был невелик. В 1929 г. было
известно (по цефеидам и ярчайшим звездам, которые
примерно на 3 звездные величины превосходили ярчайшие
цефеиды) расстояние до 18 внегалактических
туманностей. Таким образом, лишь появление крупных
телескопов позволило определить расстояние до
внегалактических туманностей. Получение их спектров оказалось
значительно более простой задачей, и они были
сфотографированы на небольшом рефракторе. Сопоставление
данных позволило обнаружить факт красного смещения,
установив известный ныне закон Хаббла.
ПЯТИМЕТРОВЫЙ РЕФЛЕКТОР
Ясное направление развития наземной оптической
астрономии было сформировано далеко не сразу. Ценой
многих проб и ошибок астрономы находили
оптимальные варианты технического решения различных блоков
телескопа, организационных мероприятий и научной
проблематики инструмента. О разных сторонах этого
процесса свидетельствует история строительства
крупных телескопов обсерватории Маунт-Вилсон — Маунт-
Паломар, некоторые эпизоды которой мы приведем
ниже.
На обсерватории Маунт-Вилсон в конце 10-х годов,
как мы уже знаем, за 1,5-метровым рефлектором
последовала установка 2,5-метрового. Заготовка" для
2,5-метрового зеркала была также заказана в Сен-Гобене, но
ее отливка производилась одновременно из нескольких
горшков со стеклом. Ричи начал обработку, которая
затянулась на § лет, — существовало опасение, что диск
лопнет на станке. Нервное напряжение в оптической
мастерской было столь велико, что Ричи испортил
отношения с большинством обсерваторских астрономов, а
один из его помощников даже лишился рассудка.
1,5- и 2,5-метровые телескопы Маунт-Вилсон
успешно работают и сейчас, хотя засветка неба от разрос-
20

шегося Лос-Анджелеса и препятствует наблюдению
слабых объектов с помощью этих инструментов. Ричи
покинул обсерваторию Маунт-Вилсон и перебрался во
Францию, где весьма детально описал создание обоих
телескопов. Полученные им фотоснимки до сих пор
можно найти в любой популярной (а часто и
профессиональной) книге по наблюдательной астрономии.
2,5-метровый телескоп начал работать в начале
1918 г. С его помощью было сделано много работ
самого различного характера, но он поставил больше
вопросов, чем решил, и астрономы задумались о том, что
же делать дальше.
Строительство 5-метрового и даже 7,5-метрового
рефлектора5 считалось сотрудниками обсерватории
возможным и необходимым, а стекловары не отказывались
говорить о крупном диске. Да и вообще в эти
предкризисные годы в США господствовал дух больших
предприятий — были построены здание «Эмпайр стейтс
билдинг», плотина «Боулдер дам», мост через Золотые
Ворота, и возникал естественный вопрос, почему бы не
присоединить к ним еще и гигантский телескоп?
Для того чтобы начать работы, не хватало только
денег, и Хэл, не уступая в изобретательности героям
ОТенри, начал осматриваться в поисках подходящего
миллионера, могущего снабдить его необходимой
суммой. Он сумел заинтересовать руководителей фонда
Рокфеллера, которые в принципе одобрили проект, но
потребовали уточнения стоимости будущего
инструмента. Ориентировочная стоимость 5-метрового телескопа
составила 6 млн. долл., и комитет сообщил Хэлу, что
на такую сумму он может рассчитывать.
Следующий вопрос состоял в том, как сочетать
работу уже финансируемой фондом Карнеги обсерватории
со строительством нового инструмента, черпающим
средства из другого источника? Ведь без участия
квалифицированных астрономов построить хороший телескоп
невозможно. Договорились на том, что 5-метровый
телескоп будет строиться Калифорнийским технологическим
институтом, превращению которого в серьезное учебное
заведение способствовал все тот же Хэл, при активном
5 Важнейшей заслугой Хэла при создании 5-метрового
рефлектора считается то, что он остановился на этом, а не на большем
диаметре,
21

участии (фонд Карнеги не возражал) астрономов
обсерватории Маунт-Вилсон.
Хэл создал комитет по строительству инструмента,
чтобы все существенные технические и организационные
решения были коллегиальными и научно-техническая
политика в отношении инструмента не менялась бы в
принципе при смене тех или иных людей. Одним из
членов комитета стал известный физик А. Милликен.
Ответственность за важнейшую и наиболее трудную в
изготовлении часть телескопа — его оптическую систему,
а также за технические вопросы выбора места для
установки инструмента была возложена на опытного
астронома обсерватории Маунт-Вилсон Джона Андерсона.
Чем крупнее астрономическое зеркало, тем труднее
его изготовить. Опыт работы с 2,5-метровым зеркалом
показал, что оно прогревается и остывает довольно
медленно. Что же будет происходить при переменах
температуры с 5-метровым зеркалом, толщина которого
должна составлять не менее 80 см при массе в 40 т?
Никто этого не знал.
Андерсон сделал расчеты, показывающие, что такое
зеркало будет «приходить в себя» после изменения
температуры, скажем на 10 К, в течение суток.
По-видимому, придется выдержать зеркало в течение дня при
ожидаемой температуре ночи. Но тут возможны ошибки, и
поэтому возникла мысль изготовить зеркало из
металла, который быстро прогревается и столь же быстро
остывает. Однако опыт создания металлических зеркал
в первой половине XIX в. показал, что из металла очень
трудно сделать зеркало с хорошо обработанной
поверхностью. Ричи, работавший тогда в Париже, предложил
облегченное зеркало, склеенное из отдельных тонких
пластинок стекла, но и склейка представляла серьезную
техническую проблему.
Были и менее революционные предложения. Фирма
«Корнинг» разработала в это время специальный сорт
стекла для изготовления кухонной посуды, не боящейся
огня, — пирекс, коэффициент теплового расширения
которого примерно в 2,5 раза меньше, чем у применяв*
шихся ранее сортов. И наконец, можно было попытать*
ся сделать зеркало из плавленого кварца.
Комитет выбрал следующую линию: кварц—пирекс-*
металл со стеклянным покрытием и чистый металл.
Кроме того, Хэл присмотрел в одном из национальных
22

парков подходящую по размеру скалу из
вулканического стекла — обсидиана...
Итак, начались работы по изготовлению кварцевой
заготовки для 5-метрового зеркала. 75-летний
профессор Э. Томсон из фирмы «Дженерал электрик» был
полон энтузиазма. «Кварц, — говорил он, — это всего
лишь песок плюс энергия». Ни в том, ни в другом
недостатка не ощущалось. Будучи еще и
астрономом-любителем, Томсон примерно в 1900 г. изготовил
небольшое кварцевое астрономическое зеркало и убедился в
его исключительной стабильности. Кварц применялся
также для химической аппаратуры, не боящейся
быстрых изменений температуры и работающий в
агрессивной среде. Поэтому когда Хэл приехал в Нью-Йорк
заказывать стекло, у специалистов фирмы не возникло
сомнений в его осуществимости.
Вначале предполагалось спечь в вакуумной печи
диск из кварцевого песка, остудить его, а затем
наплавить на его поверхность слой прозрачного кварца из
горного хрусталя. Но затем по ряду причин от этого
метода отказались. Диск должен был родиться в
пламени кислородно-водородных горелок, в которое
вдувался порошок кварцевого песка. Однако даже
1,5-метровый диск Томсону получить не удалось — в печи
треснули два образца. Попытка заварить трещину кислброд-
но-водородным пламенем также оказалась
безуспешной.
Тем временем в США начались мрачные времена
великой депрессии. О дополнительном финансировании
работ по кварцу никто не хотел и слышать, хотя
сотрудники «Дженерал электрик» и уверяли астрономов, что
успех близок. Осенью 1931 г. работы были прекращены.
Эксперименты с кварцем обошлись астрономам в
600 тыс. долл., но принесли фирме многочисленные идеи,
позволившие наладить производство кварцевых зеркал
через 20—30 лет, уже в послевоенный период.
Хэл также переживал критический период. Неудача
с кварцем и пошатнувшееся здоровье не
способствовали оптимизму. Переход к пирексу с его значительно
большим, чем у кварца, коэффициентом теплового
расширения заставлял опять вернуться к проблемам
тепловой стабильности зеркала телескопа. Правда, с
технологической точки зрения пирекс не был столь
загадочным, как кварц. Он поддавался тем же приемам обра-
23

ботки, что и стекло: его можно было отливать,
прессовать и выдувать из него предметы, однако опыт фирмы
в этом отношении ограничивался лишь изделиями
небольших размеров.
Однажды во время одного из обсуждений возникла
идея, позволяющая в какой-то степени примирить
астрономов с происшедшим. Было предложено отлить не
сплошной, а ребристый с тыльной стороны диск: при
почти такой же, как у сплошного диска, жесткости,
масса ребристого диска окажется значительно меньшей и,
следовательно, он будет лучше вести себя при
переменах температуры. Астрономы согласились на это
предложение, и фирма «Корнинг» получила заказ на
несколько пирексовых ребристых дисков,
предназначенных для изготовления различных зеркал оптической
системы 5-метрового телескопа.
Пока шли эти исследования, в Калифорнии
началось эскизное проектирование механической части
телескопа; астрономы также приступили к выбору места
для установки нового телескопа. Как мы уже говорили,
этим занимался Андерсон с помощью небольшого
переносного визуального телескопа.
Фирма «Корнинг» нашла подходящий огнеупорный
материал, из которого должна была быть изготовлена
форма для отливки зеркала — со дна формы
поднимались выступы, которые создавали пустоты в зеркале,
придавая ему ребристую структуру. После нескольких
пробных отливок 10 декабря 1933 г. было удачно отлито
3-метровое зеркало, которое требовалось для контроля
формы главного зеркала при его изготовлении. 25 мая
1934 г. было отлито 5-метровое зеркало, но один из
выступов на дне формы оторвался и всплыл, испортив
заготовку. В выступах сделали воздушное охлаждение, и,
наконец, 2 декабря 1934 г. отливка получилась удачной.
В январе 1936 г. диск был показан публике, а весной
этого же года после тщательной подготовки его
отправили по железной дороге в Калифорнию, куда он
прибыл 10 апреля.
На примере 5-метрового телескопа мы видим, скол"ь
сложен круг научно-технических проблем, без решения
которых невозможно создать высококачественный
телескоп, и какой колоссальный труд должны затратить
астрономы обсерватории для решения множества вопросов,
24

которые без них не могут быть решены или будут
решены неудачно.
Ученые Калифорнийского технологического
института активно участвовали в строительстве телескопа.
Структуру купола рассчитал известный аэродинамик
Т. фон Карман, а трубу — молодой выпускник М. Сер-
рюрье. Последний впервые применил в этой задаче
компенсационный принцип — пусть верхний и нижний
конец трубы прогибается относительно ее середины, лишь
бы соединяющая их прямая оставалась параллельной
самой себе. Лишь при этом оптическая система
телескопа сможет построить резкое изображение объекта вне
зависимости от того, в какую часть неба направлен
телескоп.
Интересное решение было предложено для
подшипников, на которых должен вращаться строящийся
гигант. Еще Ричи понимал необходимость исключительно
плавного вращения телескопа. 1,5- и 2,5-метровые
инструменты были поставлены на флотационные
подшипники: концы осей плавали в больших резервуарах с
ртутью, так что нагрузка на ось была минимальной.
5-метровый телескоп с движущимися частями весом
около 400 т не мог быть установлен таким образом.
Поэтому были разработаны подшипники, в которых ось
плавала на очень тонком слое нагнетаемого
компрессором масла. Такие подшипники не имеют трения покоя
и позволяют телескопу очень плавно вращаться с
любой, даже очень небольшой скоростью. Мы знаем, что,
следуя за движением небесной сферы, телескоп делает
один оборот в сутки.
Обработка 5-метрового зеркала велась на
обсерватории. Ответственным за нее Андерсон выбрал одного
из обсерваторских оптиков — М. Брауна, незадолго до
этого перешедшего в оптическую мастерскую из
гаража, где он был водителем грузовика. Его очень
интересовала оптика, и он проводил много времени в
обсерваторской оптической мастерской, где ему
покровительствовал один из учеников Ричи, участвовавший в
свое время в обработке 2,5-метрового зеркала. Когда
Браун в 1929 г. стал просить Андерсона взять его в
оптическую мастерскую, тот долго уговаривал его не
делать этого, так как у водителя грузовика работа
интереснее и оплата выше, но Браун настоял на своем.
В 1934 г. началась обработка 3-метрового плоского
25

зеркала, которое было необходимо как контрольное.
Обработка 5-метрового диска началась весной 1936 г.
Создание сферического углубления потребовало
удаления 5 т стекла.
Изготовление зеркала велось по методу Ричи —
большое зеркало делалось сферическим, затем по нему
контрольное зеркало доводилось до плоскости, после
чего оно параболизировалось. После того как была
изготовлена 5-метровая сфера, ее поведение в оправе
тщательно исследовали, чтобы быть уверенным в том, что
практически весь вес зеркала компенсируется системой
рычагов оправы. Это заняло полгода. Лишь после
этого обработка была продолжена.
В августе 1941 г. началась параболизация сферы, в
октябре она была выполнена на 90% — с края зеркала
оставалось снять слой стекла толщиной около 10 мкм.
На время войны обработка была прекращена, зеркало
оставалось в лаборатории, защищенное крышкой: после
Пирл-Харбора Калифорния, по-видимому, не считалась
очень безопасным местом.
Обработка возобновилась в начале 1946 г., и 1
марта 1947 г. отклонение зеркала от идеальной формы не
превосходило 0,5 мкм. В октябре 1947 г. 5-метровое
зеркало было доставлено в Маунт-Паломар и установлено
в телескопе. Модернизация оправы и небольшая ретушь
края зеркала заняли около 2 лет. 12 декабря 1949 г.
5-метровый телескоп, получивший впоследствии имя
Хэла, был введен в регулярную эксплуатацию.
Как и любая экспериментальная наука,
наблюдательная астрофизика базируется на технологическом
уровне своей эпохи и своей страны. Мало желания
создать высокоэффективный телескоп, надо иметь
возможность это сделать. В этом отношении русские ученые
дореволюционных лет находились в особенно тяжелом
положении, и лишь начавшаяся после революции
индустриализация страны позволила говорить о
модернизации инструментального оснащения отечественной
астрономии более серьезно.
ПРАКТИЧЕСКАЯ АСТРОФИЗИКА
В НАШЕЙ СТРАНЕ
В России астрономические инструменты практически
не изготовлялись. После Великой Октябрьской социали-
26

стической революции наша астрономия стала
интенсивно развиваться: число астрономов возросло в несколько
раз, шире стал круг исследуемых проблем, начали
разрабатываться новые направления и в первую очередь
астрофизика, которой в дореволюционное время
занимались только в Пулковской и Московской
обсерваториях. Появились новые астрономические учреждения,
и, разумеется, потребовалось много новых
астрономических приборов.
До революции Россия в основном приобретала
приборы за границей. По этому пути пришлось вначале
пойти и молодой советской астрономии. В 1926 г. на
Симеизской обсерватории (в то время филиал Пулково)
был установлен метровый рефлектор, изготовленный р
Англии. В умелых руках В. А. Альбицкого и Г. А. Шай-
на этот инструмент сразу же начал эффективно
работать; он позволил получить большой
спектроскопический материал, в частности, по лучевым скоростям
звезд.
История этого инструмента весьма интересна.
Вместе с 81-сантиметровым рефрактором по решению
Государственной думы в 1912 г. его заказали английской
фирме «Гребб Парсонс». В то время он был бы одним
из крупнейших телескопов в мире, уступая лишь двум
американским рефлекторам. После революции
усилиями Л. Б. Красина заказ на метровый рефлектор и
упомянутый рефрактор был возобновлен, но при этом
диаметр объектива рефрактора был увеличен до 102 см. От
изготовления такого объектива фирма отказалась,
сделав лишь механическую часть телескопа. Заказ на
объектив, опять уменьшенный до 81 см, был тогда передан
отечественной оптико-механической промышленности,
возникшей в результате индустриализации нашей
страны и создания соответствующей технической базы.
Выполнение этого заказа сыграло важную роль в
развитии нашего астрономического приборостроения.
Советские астрономы, разумеется, понимали, что за*
купка телескопов за границей не решает стоящих перед
нашей астрономией задач и планировали изготовление
более крупных и совершенных телескопов силами
отечественной промышленности. Понимали они также
необходимость строительства на юге нашей страны крупной
высокогорной астрофизической обсерватории. За это
дело взялся Ленинградский астрономический институт во
27

главе с его директором — талантливым астрономом
Б. В. Нумеровым, широкий спектр интересов которого
простирался от небесной механики и гравиметрии до
астрофизики и астроприборостроения.
Вот что писали в связи с этим в 1932 г. А. В.
Марков и В. Б. Никонов: «В 1929 году директор
Астрономического института Б. В. Нумеров посетил все
американские обсерватории, и в том числе горные
обсерватории Маунт-Вилсон и в Аризоне, и пришел к
заключению, что самым рациональным и продуктивным
использованием инструментов... будет установка их в
одной из горных областей юга СССР при условии
подыскания при этом такой из них, которая по своей
метеорологической характеристике, числу ясных дней и т. п.
приближалась бы к тому, что имеется на американских
обсерваториях. Решено было заняться приисканием
такого места, предварительно использовав опыт русских
астрономов, ранее занимавшихся поисками места для
горной обсерватории, а также производивших
астрономические наблюдения в горах».
В эти годы были организованы обсерватории в Аба-
стумани (Грузинская ССР), Ереване и Душанбе. Для
координации усилий по изготовлению телескопов и
других астрономических приборов в 1931 г. была создана
комиссия астрономического приборостроения.
Астрономической секцией руководил Нумеров.
Кроме 81-сантиметрового рефрактора комиссия
занималась сбором пожеланий астрономов, установлением
спецификаций и технических условий на изготовление
заготовок из оптического стекла и перспективным
планированием астрономического приборостроения в СССР.
В частности, предполагалось создать рефлекторы
диаметром 100 и 150 см. Осуществление этой программы
было бы, несомненно, эпохальным событием в нашей
астрономии. Однако в то время она была, по-видимому,
еще недостаточно подкреплена общим уровнем
развития нашей промышленности. Кроме того, ряд
обстоятельств предвоенного периода, а затем война задержали
ее выполнение.
Тем не менее в 1932 г. в мастерских Ленинградского
астрономического института, организованных в 1928 г.,
было закончено изготовление 30-сантиметрового
рефлектора, предназначенного для Абастуманской обсерватории.
К солнечному затмению 1936 г. Астрономический иц-
28

ститут изготовил шесть так называемых стандартных
коронографов диаметром 10 см с фокусным
расстоянием 5 м, а Государственный оптико-механический
завод — пять целостатов. В 1941 г. начал работать
Пулковский горизонтальный солнечный телескоп
конструкции Н. Г. Пономарева. В это же время Пономарев
высказал идею о создании очень крупного телескопа на
азимутальной монтировке.
Большую роль в развитии отечественного телескопо-
строения сыграли работы замечательного советского
оптика, изобретателя и конструктора Д. Д. Максутова
(1896—1964). В это время он изготовил оптику камер
Шмидта с коррекционными пластинками диаметром 40
и 30 см; механическую систему 40-сантиметрового
инструмента сделали в мастерских Казанской обсерватории,
для которой предназначался данный инструмент. В
руках опытного наблюдателя этот телескоп и сейчас
позволяет получать превосходные снимки. Механическая
часть 30-сантиметрового телескопа Шмидта,
изготовленная в Астрономическом институте для Ташкентской
обсерватории, погибла во время войны. Максутов
изготовил для Ереванской обсерватории 40-сантиметровый
апланатический рефлектор. Пономарев и И. И.
Гребенщиков разрабатывали в это время идею легких
сварных зеркал, которая считается весьма многообещающей
и в настоящее время.
К довоенному периоду относятся первые шаги
отечественной электрофотометрии. Первые опыты этого
рода были проведены в 1933 г. Никоновым в Пулкове.
В 1939 г. он и П. Г. Куликовский построили
электрофотометр с фотоэлементом и испытали его на абастуман-
ском рефлекторе. Примерно в это же время Н. Н.
Павлов в Пулкове стал регистрировать прохождение звезд
через меридиан на пассажном инструменте, снабженном
фотоэлементом. В Центральном
научно-исследовательском институте инженеров геодезии и картографии
П. С. Попов построил кварцевые часы.
Нападение фашистской Германии на нашу страну
нанесло советской астрономии огромный ущерб. Были
уничтожены Симеизская и Пулковская обсерватории,
разрушены метровый рефрактор и монтировка
81-сантиметрового рефлектора, только что законченный
горизонтальный солнечный телескоп конструкции Пономарева,
здания и башни, Однако основные астрометрические
29

инструменты Пулковской обсерватории и часть ее
библиотеки все же удалось спасти.
Война заставила советскую астрономию
мобилизовать свои силы для помощи фронту. Многие астрономы
воевали, была усилена работа обсерваторий,
снабжавших страну точным временем. Во время войны
Максутов сделал крупное изобретение, сильно повлиявшее на
развитие астроприборостроения в нашей стране. Речь
идет о простых в изготовлении (все оптические
поверхности сферические) менисковых системах, позволивших
создать много различных астрономических приборов.
После окончания войны началось восстановление
разрушенных обсерваторий и строительство новых.
Симеизская обсерватория отделилась от Пулковской и
стала самостоятельным учреждением — Крымской
астрофизической обсерваторией АН СССР. Было, однако,
решено, что ее строительство целесообразнее вести на но*
вом месте, которое очень быстро выбрали вблизи
Бахчисарая. Обсерватория получила 122-сантиметровый
рефлектор Цейсса и двойной 40-сантиметровый
астрограф.
Пулковская обсерватория восстанавливалась на
старом месте, но ее значительно расширили. Первая
очередь обсерватории была торжественно открыта в
1954 г.
После войны организовано несколько новых
обсерваторий. В Алма-Ате начали работать возглавляемый
В. Г. Фесенковым Астрофизический институт и сектор
астроботаники под руководством Г. А. Тихова. Вблизи
Еревана, в Бюракане, началось строительство
астрофизической обсерватории АН Армянской ССР. В 20 км от
Кисловодска появилась Горная астрономическая
станция Пулковской обсерватории.
В Голосеевском лесу, недалеко от Киева (теперь в
черте города), была построена Главная
астрономическая обсерватория АН Украинской ССР (ГАО)
первоначально астрометрического направления. Вблизи
Шемахи, в 150 км от Баку, появилась обсерватория АН
Азербайджанской ССР. Обсерватория Московского
университета в значительно расширенном виде
переместилась на Ленинские горы.
С потерей симеизского рефлектора советские
астрономы опять остались без крупного астрофизического
телескопа. Поэтому сразу же после войны предприняли
80

попытки заказать два больших телескопа (диаметр
170—200 и 120 см) в США. Однако из-за осложнения
международных отношений начатые переговоры были
прерваны. Неудачно закончилась и попытка заказать
185-сантиметровый телескоп в Англии. Стало ясно, что
рассчитывать можно лишь на свои силы.
В 1954 г. было принято решение силами
отечественной промышленности изготовить телескоп с диаметром
зеркала 260 см. Эта работа потребовала новых
мероприятий, ведь до тех пор у нас изготовлялись зеркала
диаметром лишь немногим больше 1 м, а трудности
изготовления растут пропорционально высокой степени
диаметра телескопа. Работу возглавило
конструкторское бюро под руководством Б. К. Иоаннисиани,
ученика Пономарева. Была осуществлена реконструкция
некоторых стекловаренных заводов, создана специальная
шлифовальная машина; в работе участвовало много
специализированных предприятий. В 1961 г. этот
телескоп, получивший имя покойного Г. А. Шайна, был
установлен на Крымской обсерватории, а его дубликат
недавно смонтирован в Бюракане.
Что касается небольших инструментов, то уже в 50-е
годы наша оптико-механическая промышленность
изготовила несколько инструментов, в какой-то степени
возместивших утраченные во время войны приборы. Под
руководством Иоаннисиани в Государственном
оптическом институте (ГОИ) были изготовлены два
небулярных спектрографа для Симеизской и Бюраканской
обсерваторий, несколько экспедиционных бесщелевых
кварцевых спектрографов АСИ-5. Для Симеизской
обсерватории смонтировали уже имевшуюся оптическую
систему диаметром 64 см и светосилой 1 :1,4. К этому
же времени относится изготовление в ГОИ двух
крупных менисковых телескопов: 50-сантиметрового для
Алма-Атинской обсерватории и 70-сантиметрового с
объективной призмой для Абастуманской. Несколько позже
была изготовлена 50-сантиметровая максутовская
камера АЗТ-5 Государственного астрономического института
им. П. К. Штернберга. И наконец, следует отметить 70-
сантиметровый астрометрический астрограф системы
Максутова.
64-сантиметровая камера дала возможность Шайну
и В. Ф. Газе провести большой цикл работ по исследо*
вапию эмиссионных туманностей. Туманности фотогра-
31

фировались через сравнительно узкий фильтр в свете
линии водорода На; фон неба при этом подавлялся.
Методика оказалась весьма эффективной, с ее помощью
крымские исследователи открыли множество новых
газовых туманностей в Млечном Пути и других
галактиках.
Установленный на Алма-Атинской обсерватории
(изготовлен в ГОИ) 50-сантиметровый максутовский
телескоп светосилой 1 :2,5 использовался и для изучения
структуры газовых и газопылевых туманностей (Фесен-
ков и Д. А. Рожковский). 70-сантиметровый
максутовский телескоп с автоматическим управлением,
установленный в Абастуманской обсерватории, может работать
с объективной призмой.
Из инструментов этого же рода нельзя не упомянуть
о телескопе системы Шмидта с диаметром коррекцион-
ной пластинки 100 см, установленном на Бюраканской
обсерватории. В умелых руках Б. Е. Маркаряна он
положил начало новому направлению наблюдательной
астрофизики — обнаружению квазаров и сейфертов-
ских галактик по снимкам с объективной призмой.
В 1948 г. А. Б. Северный и А. Б. Гильварг
рассчитали и изготовили первый в СССР интерференционно-
поляризационный светофильтр, позволяющий наблюдать
и кинематографировать солнечные протуберанцы и
хромосферу.
Хотя основой современной наблюдательной
астрономии являются крупные рефлекторы, мы, не можем,
описывая развитие оснащения нашей астрономии, не
упомянуть об инструментах, кажущихся нам теперь
небольшими. Во-первых, к ним относятся солнечные и
астрономические приборы, которыми оснащены многие
наши обсерватории, а они и не бывают очень крупными.
Во-вторых, нельзя забывать, каким событием, скажем,
в довоенный период и в первые годы после войны было
появление на обсерватории, долго не получавшей
нового оборудования, даже небольшого телескопа. Новый
инструмент всегда приводит к появлению новых
программ наблюдений, дает возможность решать задачи,
недоступные старым инструментам, он требует
привлечения новых людей для его обслуживания и обработки
результатов — одним словом, его появление активизируй
ет всю жизнь обсерватории»
32

ШЕСТИМЕТРОВЫЙ ТЕЛЕСКОП АН СССР
На X съезде Международного астрономического
союза, проходившем осенью 1958 г. в Москве, А. Н.
Косыгин, приветствовавший съезд от имени Советского
правительства, сообщил, что в СССР ведутся работы по
созданию телескопа диаметром около 5 м. К этому
времени был создан комитет по руководству проектом и
около 15 астроклиматических экспедиций работали в
разных районах СССР, чтобы найти наилучшее место
для новой обсерватории. В ноябре 1960 г. этот комитет
и Астрономический совет АН СССР под
председательством академика А. А. Михайлова утвердили эскизцый
проект телескопа: было принято твердое решение
строить 6-метровый телескоп на азимутальной монтировке.
Инструмент получил название БТА (Большой телескоп
азимутальный), главным конструктором телескопа был
назначен Иоаннисиани. Место для телескопа было
выбрано на северном склоне Кавказского хребта,* на
одном из отрогов горы Пастухова, няд долиной реки
Зеленчук, на высоте 2070 м.
Соображения, приведшие к выбору азимутальной
монтировки для 6-метрового телескопа, были таковы:
1) простота с точки зрения механики по сравнению с
любым видом экваториальной монтировки; 2)
симметрия относительно вертикальной оси — вращение по
азимуту не меняет нагрузки и не вызывает упругих
деформаций; 3) гнутие трубы происходит только в одной
плоскости и зависит лишь от зенитного расстояния; 4)
возможность использования масляных подшипников для
обеих осей; 5) система разгрузки зеркала проще, чем
для любой экваториальной монтировки; 6) упрощение
балансировки инструмента, которую нужно выполнить
лишь в одной плоскости; 7) независимость конструкции
монтировки от географической широты места.
В качестве отрицательны-х свойств азимутальной
монтировки можно отметить неравномерность скорости
телескопа при слежении за небесным объектом,
вращение поля зрения и существование так называемой
мертвой зоны вблизи зенита.
Важным же преимуществом азимутальной
монтировки является ее дешевизна. Для радиотелескопа
диаметром 50 м стоимость при переходе к азимутальной
монтировке уменьшается в 5 раз; по мнению директора об-
33

серватории 6-метрового телескопа И. М. Копылова,
азимутальный телескоп, подобный 6-метровому, примерно
вдвое дешевле аналогичного экваториального.
Идея создания очень крупного рефлектора на
азимутальной монтировке появилась на Ленинградском
оптико-механическом заводе довольно давно. В 1976 г.
Н. Н. Михельсон обнаружил очень интересные
документы, свидетельствующие о том, что один из
основоположников советского астроприборостроения Пономарев еще
до войны серьезно разрабатывал эту мысль. Иоаннисиа-
ни и осуществил эту идею.
Интересно, что ожидает азимутальную монтировку
оптических телескопов в будущем?
Почти не вызывает сомнения, что крупные
телескопы четвертого поколения будут азимутальными. Из
проектируемых в настоящее время рефлекторов
азимутальную схему выбрали пока лишь конструкторы
4-метрового английского рефлектора на Канарских островах.
Некоторое удешевление механической части этого
инструмента требует, однако, усложнения управляющей
ЭВМ и создания точных вращающихся столов для
компенсации поворота поля зрения в прямом и кассегре-
новском фокусах. С учетом этого обстоятельства
удешевление части упомянутого телескопа, находящейся
между бетонным столбом, на котором он установлен, и
осью склонения, составляет 8%.
Зеркало 6-метрового телескопа БТА имеет
параболическую форму при светосиле 1 :4. Оно изготовлено,
как и зеркало 5-метрового рефлектора, из пирекса —
стекла с пониженным (~30-10~7) коэффициентом
теплового расширения. Заготовка главного зеркала
6-метрового телескопа была отлита и обработана на Лытка-
ринском заводе оптического стекла. Готовое зеркало
БТА представляет собой мениск диаметром 6,05 м и
толщиной 65 см, с радиусами поверхностей 48 м. В
центре зеркала имеется сквозное отверстие, а на его
тыльной стороне — 66 углублений. Масса готового зеркала
составляет 42,7 т.
К началу работ по созданию 6-метрового зеркала
Лыткаринский завод оптического стекла уже имел опыт
изготовления дисков для зеркал массой от 6 до 10 т из
стекла типа пирекс марки ЛК-5 (заготовки для
главного зеркала диаметром 2,6 м рефлектора им. Г. А.
ШаЙБа Крымской обсерватории и аналогичного ему те-
84

лескопа Бюраканской обсерватории). При изготовлении
этих дисков стекло варилось в горшковых печах и
поочередно отливалось в форму. Для изготовления
зеркала БТА потребовалось бы варить стекло
одновременно в 100 горшках большой емкости и в течение 2—3 ч
отливать его в форму. От такого метода пришлось
отказаться, так как в местах слияния разных порций
стекла можно было ожидать возникновения
кристаллизации и местных увеличений плотности. Поэтому
предстояло разработать новую технологию отливки крупных
астрономических дисков.
Отливка 6-метрового диска поставила перед
заводом множество проблем: нужно было разработать не-
кристаллизующийся состав стекла, создать
оборудование для варки, отливки и тонкого отжига, а также для
контроля качества получившейся заготовки и для ее
обработки. Необходимо было научиться манипулировать
заготовкой массой около 65 т, которая при
перестановке в печь отжига выделяет в течение нескольких часов
около 20-106 ккал тепла.
Сроки торопили, и для сокращения времени было
рассмотрено 11 различных схем изготовления зеркала,
и ко всем ним велись подготовительные работы, чтобы
затем избрать одну из них. Наиболее отличающимися
друг от друга вариантами были следующие: 1) варка
стекла в большой ванной печи и отливка наиболее
качественной его части в выложенной огнеупорным
материалом форме, отжиг полученной заготовки в
электрической печи, а затем обработка до требуемых размеров
на станке; 2) варка стекла в ванной печи, прокатка из
него крупных пластин, грубый их отжиг, обработка,
посадка на оптический контакт после сборки пакета
нужной толщины, спекание, отжиг и обработка на станке
до нужных размеров.
Подготовка оборудования и создание технологии
отливки 6-метрового диска потребовали около 3 лет. К
началу 1963 г. на завод начало поступать оборудование,
которое стали монтировать и налаживать в специально
созданном опытно-производственном цехе. Была
окончательно отработана конструкция одного из важнейших
устройств предстоящей операции — прогреваемого
газом сливного лотка и обогреваемой водородным
пламенем теплоизолированной платиновой трубы,
направляющих поток расплавленного стекла из печи в форму. На-
35

дежная конструкция
охлаждаемого водой
затвора позволяла
открыть стеклу путь в
форму, а в случае
необходимости быстро
остановить его.
Столь сложное
предприятие потребовало
создания новых форм
организации производи
ства. Были четко
определены обязанности
каждого участника
работы. В основу
руководства были положе-
Рис. 4. Карта ошибок зеркала ны решения оператив-
6-метрового телескопа. Расстоя- НЫх групп при приня-
ние между уровнями 0,67 мкм тш решений и строгое
единоначалие при их
выполнении. Подготовленное оборудование позволило
почти одновременно отлить две заготовки. Первая из
них, опытно-производственная, была охлаждена с
максимально допустимой скоростью, позволяющей
рассчитывать на получение целой заготовки за девять
месяцев. Она вышла из отжита расколовшейся на две
примерно равные части.
Изучение первой заготовки показало, что состав
стекла в печи и в заготовке, а также режим его варки
и отливки позволяют получить отливку высокого
качества. Форму же, в которой отжигается вторая
заготовка, следует изменить, что и было сделано без
прекращения процесса отжига, при температуре около 1000° С,
Скорость охлаждения второй заготовки была выбрана
в 3 раза меньшей, чем для первой (0,03 К в 1 ч). Ее
отжиг занял 2 года и 6 сут; из отжига заготовка вышла
целой, если не считать несколько заколов на
поверхности «стекло—огнеупор», которые должны были
исчезнуть после грубой обдирки-заготовки.
В верхней части второй заготовки были обнаружены
всплывшие во время отливки частицы огнеупорной
глины и несколько крупных пузырей воздуха, поэтому
предпочтение было отдано нижней ее поверхности. Грубая
обработка заготовки заняла 1 год и 4,5 мес. За это вре-
36

доя с помощью алмазного инструмента было удалено
более 23 т стекла (израсходовано 12 000 карат
естественного алмаза).
Первая расколовшаяся заготовка была использована
для изготовления из нее крупных дисков меньших
размеров, при обработке которых накопили опыт
подготовленные на Лыткаринском заводе фрезеровщики по
стеклу; некоторые из этих мастеров проявили выдержку и
умение, подобно хирургу, удаляя возникшие в процессе
обработки мелкие заколы, готовые разрастись в
крупные трещины и привести заготовку в негодность.
4 сентября 1968 г. заготовка была принята
комиссией, в октябре ее перевезли в расположенный рядом
Рис. 5, 6:метровый телескоп АН СССР
37

корпус, где началась шлифовка ее лицевой поверхности,
В 1968 г. шлифовка 6-метрового зеркала была
закончена, и в начале следующего года его перенесли на
полировальный станок. В июне 1974 г. полировка зеркала
была закончена, и оно было доставлено к месту
установки телескопа речным транспортом до
Ростова-на-Дону, а дальше на специальной платформе.
Во* время исследования зеркала БТА в лаборатории
форма его поверхности была тщательно исследована,
была составлена карта отклонений его поверхности от
идеальной — карта ошибок (рис. 4),
Астрономы, работающие на обсерватории, на
которой установили 6-метровый телескоп, тщательно
исследуют свой инструмент (рис. 5), выясняя его
возможности для изучения слабых звезд и галактик. В 1979 г.
они опубликовали статью, из которой следует, что
основные помехи в качество изображения вносит
неспокойствие атмосферы, а не отклонения поверхности
зеркала от идеальной. У нового рефлектора предельная
звездная величина оказалась равной 24,5 для
отношения сигнал/шум, равного 1.
ТЕЛЕСКОПЫ ТРЕТЬЕГО ПОКОЛЕНИЯ
Итак, для истории практической астрофизики
характерно создание телескопов, которые открывают новую
главу в инструментальном оснащении наземной оптиче^
ской астрономии. Введение в строй таких телескопов
основано на использовании ряда новшеств, которые от*
сутствовали у их предшественников и которые
позволяют сделать новый инструмент более эффективным.
К первому поколению современных телескопов
следует отнести стеклянные рефлекторы начала века.
У этих инструментов зеркало параболическое,
стеклянное (коэффициент теплового расширения ~~ 70-Ю-7),
жесткая решетчатая или сплошная труба, флотацион*
ные подшипники и прецизионная червячная шестерня
для часового ведения.
Представителем телескопов следующего поколения
является 5-метровый рефлектор с параболическим
зеркалом из пирекса (коэффициент теплового расширения
30-Ю-7), с гнущейся, но сохраняющей положение своей
оси трубой, масляными подшипниками и точной
червячной шестерней. 6-метровый телескоп, по-видимому,
можно также отнести к этой группе инструментов.
38

Какие же принципы вложили астрономы в
рефлекторы третьего поколения, создание которых началось во
многих странах в начале космической эры
(внеатмосферные исследования не ослабили, а усилили
наземную астрономию)? Во-первых, произошел решительный
отказ от стекла и пирекса, как материала для зеркал
новых телескопов. Его заменили плавленый кварц
(коэффициент теплового расширения 5-10-7) или
стеклокерамика типа ситалла (в 5 раз меньшим
коэффициентом теплового расширения). Вот когда дали свои плоды
эксперименты 30-х годов по созданию кварцевых астро-
дисков.
Оптическая система всех телескопов третьего
поколения выполнена по апланатической схеме Ричи—Кре-
тьена. Дело в том, что принципиальным недостатком
параболических рефлекторов является небольшой
размер их рабочего поля6, -которое даже при
использовании специальных линзовых корректирующих систем
вблизи фокуса не превосходит у крупных рефлекторов
Рис. 6. Снимок, полученный на рефлекторе третьего
поколения. Кругами показаны размеры рабочего
поля 5- и 6-метрового телескопов
6 Размер рабочего поля определяется угловым расстоянием от
оптической оси, на котором оптическая система телескопа еще дает
изображения достаточно'хорошего качества,
39

диаметра лунного диска. Оптики уже давно думали об
этом недостатке, и в 20-х годах был предложен
выход из создавшегося положения. Если сделать главное
зеркало вогнутым гиперболоидом вращения, то с
помощью еще одного гиперболоида (выпуклого) можно
построить практически идеальные изображения на поле,
превосходящем по площади поле параболического
рефлектора в десятки раз (рис. 6). Примерно в это же
время замечательный советский оптик Максутов
предложил аналогичную систему из двух эллиптических
зеркал, гораздо более легких в изготовлении.
Эти системы, которые и получили название аплана-
тических, стали входить в практику астрономических
исследований сравнительно недавно, когда удалось
преодолеть предубеждение перед гиперболической формой
главного зеркала (ведь оно само в отличие от
параболоида не дает хорошего изображения звезды7), а
главное — разработать такую методику контроля формы
поверхности зеркала, которая надежно работает для
любых зеркал, имеющих форму конического сечения, и
даже для близких к ним еще более сложных вогнутых
поверхностей. Одним словом, но§ые идеи построения,
оптических систем в сочетании с их проработкой на ЭВМ
(что стало возможным только в наши дни) позволяют
увеличить поле крупных рефлекторов в десятки раз по
сравнению с их предшественниками. Для некоторых
задач, например для поиска переменных звезд в других
галактиках, это эквивалентно повышению
эффективности телескопов на порядок.
Не меньшую роль, чем расчет, играет и его
практическое осуществление. Но если мы зайдем в оптическую
мастерскую современной астрофизической
обсерватории, то увидим картину, не сильно отличающуюся (для
непосвященного) от снимков начала века, с которых
авторы зеркал первых телескопов современной
астрофизики гордо взирают .на зрителя на фоне своего детища.
Так же, как и 80 лет назад, круглый шлифовальник,
близкий по диаметру к зеркалу, движется по вращаю-
7 В своем прямом фокусе гиперболическое зеркало с линзовым
корректором также дает большее поле, чем параболическое (см.
рис. 6). Быть может, стоило бы заменить параболическое зеркало
6-метрового телескопа на гиперболическое с соответствующим
линзовым корректором, покрыв тем самым хорошими изображениями
хотя бы фотопластинку размером 30X30 см,
40

Рис. 7. Карта ошибок одного из
современных 4-метровых ситалло-
вых зеркал
щейся поверхности
обрабатываемого стеклянного
блока довольно
хитроумным образом, а оптик
неторопливо подмазывает
зеркало тем или иным
шлифовальным
порошком. Однако сходство
здесь лишь внешнее.
Современный оптик
значительно лучше оснащен
высокоточной
контрольной аппаратурой и
использует гораздо более
совершенные материалы
для изготовления зеркал.
В результате, астроопти-
ки наших дней способны
создавать зеркала,
которые по трудности изготовления были совершенно
недоступны их предшественникам, работавшим в начале
века.
Трудность изготовления астрономического зеркала
характеризуется отклонением его поверхности от сферы,
касающейся ее в центре, или, как ее называют, асфери-
кой. И если асферика 1,5-метрового зеркала,
изготовленного Ричи в 1908 г., не превосходила 10 мкм, то
современные оптики справляются с изготовлением
гиперболических зеркал с асферикой в 250 мкм, причем в
каждой точке зеркала его- поверхность отклоняется от
расчетной менее чем 0,05 мкм (рис. 7).
Важную роль в разработке современных телескопов
играет переход на новые материалы для изготовления
зеркал. Дело в том, что зеркало крупного телескопа
представляет собой огромный кусок стекла, вес
которого может доходить до нескольких десятков тонн.
Поскольку температура в башне, где установлен телескоп,
меняется, зеркало во время наблюдения
деформируется — оно не может мгновенно прогреться или остыть.
Поэтому переход к материалам с меньшим
коэффициентом теплового расширения улучшает работу
телескопа: качество изображения ухудшается тем меньше, чем
ближе к нулю этот коэффициент.
41

В 30-е годы на смену стеклу в качестве материала
для крупных астрономических зеркал пришел пирекс,
коэффициент теплового расширения которого примерно
В 2 раза меньше. В последние годы появился плавленый
кварц и, наконец, ситалл — особым образом
закристаллизованное стекло. У этого последнего материала
коэффициент термического расширения настолько мал, что
его трудно измерить: он в сотни раз меньше, чем у
стекла, из которого изготовлены зеркала рефлекторов,
упоминавшихся в начале этой брошюры. Обрабатывать с
высокой точностью зеркала из таких материалов легче,
так как они меньше деформируются от нагрева при
полировке. Применение новых материалов для оптических
систем оказалось весьма важным и, по-видимому,
необходимым шагом при создании современных
телескопов.
И все же изготовление крупной астрономической
оптики остается весьма трудной задачей, граничащей с
искусством. Если принять, что стоимость телескопа
пропорциональна примерно квадрату его диаметра, то
трудность его изготовления растет при удвоении диаметра
значительно больше, чем в 4 раза. Поэтому коллектив
телескопостроителей редко идет на то, чтобы их
детище превышало по диаметру своего предшественника
больше чем в 2 раза. В настоящее время наиболее
распространенным вариантом крупного современного
рефлектора является система типа Ричи—Кретьена
диаметром 3,5—4 м с оптическими деталями из кварца или
ситалла (см. таблицу). Оптика этих телескопов должна
быть значительно лучше, чем у паломарского
5-метрового, имеющего зеркало с качеством изображения
примерно 0,35". Судя по опубликованным данным,
современные рефлекторы способны построить изображение не
хуже 0,1". Изготовление подобной оптической системы
занимает несколько лет.
Однако телескоп состоит не только из оптической
системы. Высокоточная конструкция, воплощающая
многие достижения современного машиностроения,
позволяет направить телескоп на исследуемый объект и
сопровождать его в его суточном движении по небосводу.
У телескопов третьего поколения труба гнущаяся,
компенсационная, подшипники масляные, часовые шестерни
обратимые червячные или цилиндрические, охваченные
цепями обратной связи. Точность ведения телескопа при
42

Телескопы третьего поколения
Диаметр,
м
3,6
3,7
4
4
4
4,5
Оптическая
система
Рефлектор
»
»
о.
»
Составной
многозеркальный
рефлектор
Принадлежность
и местоположение
Франко-Канадско-Гавайский,
Мауна-Кеа, Гавайи
Южная европейская обсервато*
рия
Англо-Австралийский,
Австралия
Обсерватория Китт-Пик,
Аризона
Обсерватория Серро-Тололо,
Аризона
3
3,6
4
4
Стр ояп
Инфракрасный
рефлектор *
То же
Рефлектор
»
гиеся
Великобритания, Мауна-Кеа^
Гавайи
Великобритания, Мауна-Кеа^
Гавайи
Великобритания,
Канарские острова
ФРГ, Испания
* Инфракрасные рефлекторы имеют несколько пониженное
качество оптической системы.
$том достигает 0,1", а точность наведения на объект —
2-5".
Несмотря на меньший диаметр, проницаемая
способность новых телескопов не уступает, а иногда
превосходит таковую крупнейших инструментов второго
поколения.
ТЕЛЕСКОПЫ ЧЕТВЕРТОГО ПОКОЛЕНИЯ
В настоящее время идет обсуждение проблемы —
какие же телескопы должны следовать за 4-метровыми,
выполненными по схеме Ричи—Кретьена, которые
установлены сейчас на многих обсерваториях? Хотя в
настоящее время ни у одной обсерватории, по-видимому,
нет материальных возможностей строить более дорогие,
43

чем современные, инструменты, вести подготовку к
этому было признано целесообразным. Дело в том, что
любой проект зависит от наличия квалифицированных
специалистов, а они в настоящее время имеются во всех
коллективах, строивших 4-метровые инструменты.
Кроме того, выделение крупных средств на недостаточно
научно и технологически обоснованный проект обычно
Приводит к весьма плачевным результатам. И наконец,
разработка новой проблемы как чисто научной позво*
ляет придать работе более академический характер, так
как в случае осуществления целенаправленного проекта
качество исследования иногда ухудшается под
действием факторов «ненаучного» плана (сроки, давление
администрации, престиж и т. д.).
Разработанные проекты новых телескопов в
настоящее время широко обсуждаются астрономами.
Дальнейшее повышение эффективности инструментов
следующего поколения связывают с увеличением их диаметра.
Действительно, эффективность всех устройств, стоящих
после телескопа, уже сейчас приближается к
теоретически возможной: качество крупной оптики, достигнутое
в настоящее время, достаточно хорошее, а более
тщательные поиски места позволят улучшить качество
изображения не более чем в 2—3 раза, поэтому остается
лишь увеличивать диаметр инструмента.
Ход рассуждений авторов проекта телескопа
следующего поколения несколько необычен: сначала
выбирается (в разумных пределах) диаметр телескопа,
позволяющий решить достаточно много новых задач, а затем
рассматривается техническая возможность его
осуществления. По мнению астрономов обсерватории Китт
Пик, этот диаметр должен равняться 25 м. Отвлекаясь
от конкретных технических идей, в рамках которых
можно осуществить инструмент такого диаметра (см.
рисунок на последней странице обложки), заметим лишь,
что он должен давать изображения порядка 1" при
поле зрения около Г.
Рассмотрим некоторые задачи, которые можно
будет решить с помощью новых инструментов8:
8 Разумеется, такие инструменты позволят изучать и другие
проблемы, которые будут сформулированы при более детальном
рассмотрении возможностей новых телескопов. Безусловно, с
помощью телескопов четвертого поколения будут сделаны и
неожиданные открытия.
44

1. Хорошая спектроскопия позволит изучать
циркуляцию атмосфер больших планет с точностью примерно
10 м/с, т. е. заниматься метеорологией планетных ат«
мосфер.
2. С помощью 25-метрового телескопа можно будет
исследовать диски звезд, имеющих звездную величину
не более 9, с разрешением 0,001" при покрытии их
Луной и получать распределение яркости по диску звезды.
А измерение в инфракрасной области даст информацию
о пылевых оболочках вокруг звезд.
3. В видимой области спектра интерференционная
техника с таким 25-метровым телескопом даст
возможность получать карты поверхности ближайших звезд-
гигантов с разрешением 10—20 элементов на диаметре
звезды, подобные спектрогелиограммам. Будет
открыто и изучено множество двойных звезд (визуально и
спектрально-двойных). Возможно будет исследовать
двойные звезды с периодами от 1 года до 12 сут. Имея
спектральные данные и зная элементы орбиты,
астрономы смогут надежно определять значения масс этих звезд,
4. Станет возможно получать с хорошим
разрешением спектры холодных звезд до звездной величины 15,
что позволит определять их скорости с ошибкой,
меньшей 100 м/с. Будет уточнена гидродинамика атмосфер
этих звезд — стабильных и переменных.
5. Магнитное поле звезды можно будет определять
с точностью до 1 Гс.
6. Межзвездные линии будут измерены более точно,
а в спектрах более слабых объектов (с более сильным
поглощением) получены такие межзвездные линии, как
CN, имеющие прямое отношение к реликтовому
излучению.
7. Диаграммы «цвет—светимость» для шаровых и
рассеянных скоплений будут продолжены в сторону
значительно более слабых звезд.
8. В случае, если новый телескоп будет установлен
достаточно высоко в горах, работа на нем даст
разрешение около 25" на длине волны 300 мкм.
9. Можно будет измерять лучевые скорости отдела
ных звезд в других галактиках и определять их
химический состав. Для изучения квазаров, например,
наземный телескоп даже выгоднее орбитального, так кщ
красное смещение спектральных линий при г=2,5 пере-
45

водит наиболее интересную часть спектра (лайманов-
ский скачок у 911 А) в близкую ультрафиолетовую
область.
Трудно сказать, в каком виде будет реализован 25-
Метровый инструмент9 и будет ли он вообще построен,
но появление подобного рода проектов показывает, что
современные астрономы считают практическую
астрофизику важным разделом своей науки, прогресс в
котором возможен и необходим.
Помимо научной стороны, проектам новых
телескопов свойствен и организационный, или, если выразиться
точнее, социологический аспект. Как следует из
трудов последних двух симпозиумов по телескопам
четвертого поколения, астрономов волнует вопрос: нужен ли
их науке один 25-метровый рефлектор или достаточно
иметь несколько более «маленьких» — 8- или
10-метровых? Пожалуй, единственным плюсом 25-метрового
телескопа является то, что его проект будет проектом
«крупнейшего в мире инструмента» и вызовет
сочувствие и поддержку как широких масс научной
общественности, так и академического руководства (обычно
хороших физиков), не очень компетентного в тонкостях
астрономических наблюдений.
Минусов же здесь достаточно много. Во-первых, из
всего опыта современного телескопостроения ясно
следует, что без модели диаметром в 2—2,5 раза меньшим
(т. е. диаметром ~10 м) начинать строить крупный
инструмент нельзя — это будет обреченной на провал
авантюрой, и астрономы это понимают. Так, в США
начал работать многозеркальный телескоп с площадью*
эквивалентной рефлектору диаметром 4,5 м, в нашей
стране — инструмент диаметром 1,2 м. Следующий шаг
должны составить телескопы примерно с вдвое большим
диаметром, к созданию которых следует приступить
лишь после того, как на имеющихся 1,2- и 4,5-метровых
рефлекторах как следует поработают
астрономы-наблюдатели, которые выяснят их положительные и
отрицательные стороны.
Во-вторых, в наши дни астрономия развивается в
нескольких равноправных направлениях,
конкурирующих друг с другом и дающих независимые результаты.
Пожалуй, будет полезнее, если в распоряжении, ска-
9 На последней странице обложки показаны четыре возможных
варианта этой реализации»
46

жем, десяти наиболее результативных астрономов
современности окажется, например, четыре 8- или 10-мег-
ровых рефлектора, которые они будут использовать для
выполнения разных научных программ.
Следует подчеркнуть, что создать 10-метровый
инструмент в десятки раз легче, чем 25-метровый, а
современная техника регистрации изображений в памяти
ЭВМ позволяет в случае необходимости (скажем, при
изучении очень слабых объектов) объединять сигнал от
нескольких таких телескопов. Вот какие мысли волнуют
астрономов, на которых ложится ответственность за
следующий шаг в инструментальном оснащении нашей
науки.
ЭФФЕКТИВНОСТЬ ТЕЛЕСКОПА
Теперь, рассмотрев основные этапы развития
современного телескопостроения, остановимся на том, как же
оценивают качество телескопов, т. е. их эффективность.
До сих пор даже в среде астрономов-профессионалов
мнение об их инструментах часто высказывается только
с эпитетами «хороший» или «не очень хороший»
(астрономы — люди вежливые). Можно себе, однако, пред*
ставить, какова была бы реакция научной
общественности, если бы таким образом характеризовали, ска*
жем, эффективность ускорителя элементарных частиц
или характеристики линии связи «Марс—Земля»..,
«В науке нет прилагательных, в ней есть одни
числительные», — говорил академик-кораблестроитель А. Н,
Крылов. Поэтому попробуем и мы последовать этой
рекомендации при оценке телескопов, предназначенных
для наблюдения слабых точечных объектов — звезд и
галактик.
Предположим, что мы наблюдаем с помощью
идеального фотоэлемента, который в фокальной плоскости
телескопа регистрирует каждый падающий на него
квант света от звезды (а реальные приборы
астрономической электроники, вообще говоря, не так уж далеки
от такого устройства). Если мы наведем на
изображение звезды в фокальной плоскости входную диафрагму
фотоэлемента, а потом сместим ее на такое место
неба, где звезды нет, мы получим запись, подобную той,
которая показана на рис. 8. Дело в том, что ночное не*
бо не абсолютно темное, оно светится из-за присутст-
47

Ам\
фОН
л
^^yjyvw-y"'^ му/мь
Звезда
+ фон
время
Рис. 8. Запись выходного
сигнала электрофотометра,
измеряющего яркость слабой звезды на
фоне свечения ночного неба
вия Млечного Пути,
зодиакального света и
из-за химического
свечения верхней
атмосферы. Вынос
телескопа на орбиту
уменьшает это свечение совсем
не на много —
примерно на 30—50%.
Астрономы же наблюдают
звезды, значительно
более слабые, чем фон,
проходящий через
входную диафрагму.
На
астрономическом негативе обычно
регистрируется очень
много звезд, и, чтобы
все они были
обнаружены надежно,
необходимо достаточно
большое отношение сигнала к шуму в их изображениях,
примерно такое, как это показано на рис. 8. Астрономы-
наблюдатели многих обсерваторий уже давно пришли
к единому выводу: предельная звездная величина
телескопа соответствует такой звездной величине, которая
регистрируется при отношении сигнала к шуму,
равному 5. Иными словами, в сегодняшней астрономии
предельно слабая звезда — это не та, которую еле-еле
видно на негативе, а та, блеск которой можно измерить
с ошибкой примерно в 20%. По такому критерию
предельная звездная величина, например, 5-метрового
телескопа равна 23,6. Разумеется, ослабление этого
требования легко делает данный телескоп «более
эффективным».
От чего же зависит предельная звездная величина
телескопа? Оказывается (и это показывает как строгий
расчет, так. и эксперимент), она отнюдь не
пропорциональна, как это почти все думают, собирающей
поверхности телескопа, т. е. квадрату диаметра его зеркала,
а зависит от отношения D/p где D — диаметр
телескопа, а р — угловой размер изображения звезды в его
фокальной плоскости. Последний обычно определяется
турбулентными завихрениями земной атмосферы, нахо-*
48

дящейся между телескопом и звездой, которые
расфокусировывают ее изображение. 2-метровый телескоп при
астроклимате с дрожанием изображения, равном 2",
столь же эффективен, как 1-метровый инструмент при
дрожании в 1". Отсюда для установки крупных
телескопов чрезвычайно важно выбирать районы со
спокойной атмосферой. Как мы увидим далее, исследования
астроклимата, безусловно, являются ахиллесовой пятой
современной практической астрофизики, и здесь есть
большие резервы повышения эффективности наземных
телескопов.
Каким же образом астрономы используют
собранный с такими усилиями свет?
Для видимой области спектра в настоящее время
каких-либо принципиальных проблем не существует,
самое главное — создать на входе регистрирующей
системы хорошее отношение сигнала к шуму, т. е. сделать
(тщательным выбором места установки телескопа)
турбулентный диск поменьше, а фон неба потемнее, что
обычно обеспечивается строительством обсерватории
вдали от крупных населенных пунктов.
Рассмотрим теперь, что происходит дальше с
квантами света (фотонами) в современных телескопах. Эти
фотоны необходимо превратить в
фотоэлектроны,-которые легко регистрируются с помощью хорошо разрабо-
NVmO OII33S9
la 01(305* $IIVI39J
II III
avfsw
350Q
4000 4500л
Длит болны.А
5000
5500
Рис. 9. Спектр слабого квазара, зарегистрированный цифровым
приемником изображения в памяти ЭВМ
49

тайных методов современной физики. КПД перевода
квантов света в электроны называется квантовым
выходом системы и у современных фотокатодов или
твердотельных приемников может достигать 60%. Сигналы
от отдельных фотоэлектронов усиливаются до такой
степени, что становится возможной реализация
цифрового приемника изображения, т. е. устройства, которое
накапливает в памяти ЭВМ информацию о появлении
отдельных фотоэлектронов в той или иной точке
изображения.
Пример записи спектра слабого квазара с помощью
подобной системы показан на рис. 9.
Однако, ни в коем случае нельзя говорить, что
описанные выше приемники, имеющиеся в настоящее
время на многих обсерваториях, заменяют
астрофотографию. Хотя квантовый выход астрономической
фотоэмульсии нельзя измерить непосредственно, он
достаточно велик — от 1 до 4%, а способность к накоплению
и хранению информации поистине поразительна.
Снимок неба, полученный на широкоугольной камере,
может содержать до 108 единиц информации.
Астрофотография обогатила науку о Вселенной
бесценными открытиями. Единственное, о чем следует
всегда помнить астроному-экспериментатору, это то, что
у фотопластинки есть своего рода «порог
срабатывания»: пока на один квадратный сантиметр ее
поверхности не упадет 108—109 квантов, она не чернеет от
света.
Однако во многих случаях это условие выполняется,
и, в частности, предельные звездные величины
крупнейших современных телескопов, о которых здесь было
рассказано, определены по фотографическим снимкам.
АТМОСФЕРНАЯ ОПТИКА
И ПРАКТИЧЕСКАЯ АСТРОФИЗИКА
Рассмотрим теперь наиболее важный и, пожалуй,
наиболее слабо разработанный в настоящее время
раздел практической астрофизики — исследование
астроклимата. На основе данных, полученных астрономами
при исследовании атмосферной турбулентности, выби-
50

рают места для строительства новых обсерваторий.
Количество ясных ночей с хорошими изображениями
определяет потенциал обсерватории — какие задачи она
может решать на имеющихся телескопах и сколь
эффективно будут работать установленные на ней новые
инструменты. Астроклимат неудачно выбранной
обсерватории не может быть изменен (пока еще отсутствует
возможность срывать мешающие астрономам горы или
воздвигать новые, нужной высоты и на нужном месте)
и, так как в строительство обычно вкладываются
значительные средства, обсерватории почти никогда не
закрывают и не переносят.
Астроклиматические исследования всегда велись и
ведутся исключительно астрономами, причем, к
сожалению, в минимальном контакте со специалистами
соответствующих разделов метеорологии и физики
атмосферы. Довольно велик в этих работах и
административный элемент. Всё- это привело к тому, что
исследования астроклимата являются ахиллесовой пятой
современной практической астрофизики, и серьезные усилия
по созданию научной атмосферы вокруг этой проблемы
весьма желательны.
Среднее качество изображения, которым
довольствуются в настоящее время астрономы даже новых
обсерваторий, может быть заметно улучшено в более
тщательно выбранных местах, а количество
наблюдательного времени с изображениями лучше 1" увеличено в
связи с этим в несколько раз. Нетрудно себе
представить последствия этого при исследовании слабых
объектов, а также при работах с неклассическими
методами получения высокого разрешения, которые
исключительно благодатно реагируют на качеество входного
изображения.
Один из известных отечественных астро номов,
хороший наблюдатель, отвечая на мои призывы утелигь
большее внимание исследованиям астроклимата,
заметил, что место для установки данного телескота можно
выбрать лишь с помощью самого этого телескопа.
«Исследования атмосферы, выполняемые небольшими
инструментами, — продолжал он, — дают, как правило,
результаты, не имеющие никакого отношения к тому, что
наблюдатель-спектроскопист видит на щели своего
спектрографа при работе на крупном телескопе», Дру-
51

гой видный астроном высказался еще радикальнее:
«Астроклимат везде одинаков и равен 2"».
В какой-то степени они оба правы. История астро-
климатических исследований показывает, что в эту
довольно сложную, но чрезвычайно важную проблему
практической астрофизики уже давно вошел некий
элемент иррациональности, приведший к тому, что многие
серьезные астрономы до самого недавнего времени
смотрели на астроклиматические исследования
довольно скептически.
Действительно, о практической астрофизике —
науке, в общем, хорошо разработанной и в некоторых
областях осуществляющей исследования с
эффективностью, близкой к теоретической, — можно составить
весьма нелестное представление, если рассматривать
только в аспекте атмосферных исследований.
Отсутствие количественных методов, сравнительно
слабое теоретическое обоснование рада результатов,
отход от главной заповеди астронома, заключающейся в
исследовании систематических и случайных ошибок
аппаратуры, спешка, недостаточно полные ряды
наблюдений, слабый контакт со смежными дисциплинами — вот
немногие из недостатков, явно видимых в астроклима*
тических работах прежних лет. Немаловажную роль
играет и то, что астроклиматические исследования
выполняются, как правило, астрономами для установки
на новом месте того или иного телескопа. При этом,
очевидно, чисто научный характер проблемы может
оказаться заметно модифицированным
административной стороной дела. Ведь требуется выбрать место для
обсерватории к определенному сроку, и никакие ссылки
на научную недоработку или неясность проблемы
обычно не принимаются во внимание. Это обстоятельство,
в свою очередь, определяет характер лиц, участвующих
в поисках места.
«Трудно было проявлять энтузиазм, когда так много
людей просто-напросто считали, что местом для
5-метрового телескопа является гора Паломар», — писал
один из участников астроклиматических исследований в
Южной Калифорнии. Руководители обсерваторий или
ответственные за выбор места лица, которые иногда
являются (или были когда-то)
астрономами-наблюдателями, часто имеют свое интуитивное, но очень твердое
мнение, которое и претворяют в жизнь всеми методами,
52

в том числе и довольно далекими от научных. Часто
бывает, что на строящейся обсерватории, на которой
возводится новый инструмент, просто-напросто никто не
понимает, насколько важно иметь хорошие
изображения, так как наблюдения с требуемым высоким
разрешением на ней либо никогда не велись, либо не
считались важными.
Иногда исследователь астроклимата приходит к
выводу, что эта область практической астрофизики
вообще не является наукой, согласно представлениям его
коллег.
Так, очень часто приходится слышать, что
выбор места для обсерватории должен быть сделан
быстро, однозначно и его результат пересмотру никогда и
ни в коем случае не подлежит, что бы ни происходило
в науке об атмосфере. «Ведь мы с Вами десять лет
тому назад ездили-на это место, и Вы тогда говорили,
что оно очень хорошее для астрономических
наблюдений», — часто говорят специалисту по астроклимату.
Но ведь за это время могла возникнуть совершенно
новая объективная методика исследования атмосферной
турбулентности, а на обсерватории, о которой идет речь,
в этой области ничего не делалось и во внимание не
принималось.
Ситуация, сложившаяся в астроклиматических
исследованиях, схожа с той, которая могла бы
возникнуть, если бы специалисты по небесной механике,
например, рассчитывали движение планет не по Ньютону
и Кеплеру, а по Аристотелю, согласно которому
светило, пролетев по прямой, должно останавливаться и
отвесно падать на другое...
С другой стороны, часто приходится слышать упреки
и со стороны астрономов, истосковавшихся по
настоящему наблюдательному материалу, в связи с тем что
ведущиеся серьезные работы по атмосферной оптике
якобы являюся лишь «погоней» за ненужным
«отличным» в противовес имеющемуся «хорошему». А им
нужно быстрее (как можно быстрее!!) получить инструмент,
пусть на пару звездных величин менее эффективный, но
уже сейчас работающий. Их сетования вполне понятны,
однако такая точка зрения может привести и приводит
к появлению в ( принципе неэффективных и не
поддающихся улучшению астрономических инструментов.
Невнимание астрономов к атмосферным исследова-
53

ниям поистине удивительно. Вот что пишет по этому
поводу один из создателей современной практической
астрофизики П. Фелгетт: «В смысле стоимости и
эффективности производительность телескопа, стоящего
несколько миллионов денежных единиц, может быть
удвоена или ухудшена вдвое в зависимости от
характеристик астроклимата выбранного для него места.
Программа, на которую будет затрачено несколько сотен
тысяч денежных единиц и состоящая в создании
соответствующих приборов для объективного и
абсолютного измерений параметров астроклимата (и подготовки
соответствующих специалистов. — П. В. Щ.), может,
таким образом, дать прибыль в 1000%, если она
выполняется даже для одного крупного телескопа».
Известный немецкий гелиофизик К. Киппенхойер,
инициатор создания Объединенной европейской
солнечной обсерватории на Канарских островах, также
обращает внимание на недостаточно серьезное отношение
астрономов к атмосферной проблематике.
«Поразительно, сколько энергии, — пишет он, — было затрачено в
течение последнего десятилетия на анализ солнечных
изображений, спектров и магнитограмм с
недостаточным разрешением, с помощью всех средств современной
техники и как сравнительно мало усилий посвящено
тому, чтобы исключить причины этого искажения
изображений, т. е. изучить нашу атмосферу, проанализировать
даваемые ею оптические возмущения и найти новые
места для обсерваторий на основании результатов этих
исследований».
В последнее время, как мы увидим ниже, в деле
выбора места для ночных и особенно солнечных
обсерваторий намечается известный прогресс. По-видимому,
очень важным обстоятельством, сыгравшим роль в
повышении научного уровня астроклиматических
исследований, является то, что их разработка проводится в
чисто научном, а -не прикладном аспекте. Исследование
астроклимата и выбор места — две совершенно
разные вещи. Лишь после того как атмосфера и качество
изображения в определенном районе достаточно
хорошо изучены, а затем и осмыслены полученные
результаты, наступает этап, когда совершенно сознательно и
ответственно, с учетом всех обстоятельств дела,
принимается решение — где ставить инструмент. При этом
должно быть совершенно ясным и то, что теряется, и
54

то, что выигрывается при осуществлении того или иного
варианта.
Астрономы уже давно должны были бы перевести
астроклиматические работы в ранг фундаментальных
исследований, ведущихся непрерывно (по-видимому, для
этого достаточно 1—2% выделяемых людей и средств
обсерватории), чтобы всегда иметь возможность
воспользоваться их результатами, полученными без
спешки, но на уровне сегодняшнего дня.
Рассмотрим теперь основные астроклиматические
понятия.
Количество ясной погоды, которое можно ожидать
в месте строительства новой обсерватории, можно
спрогнозировать по данным гидрометеослужбы. В нашей
стране по этому параметру вне конкуренции находится
Среднеазиатский район: здесь в среднем вдвое больше
ясной ночной погоды, чем в Крыму или на Кавказе.
Новая обсерватория должна быть также достаточно
удалена от крупных населенных пунктов, и около нее не
должно быть мощных радиопередатчиков.
Гораздо труднее найти место, где турбулентность
атмосферы минимальна. Между метеорологическими и
аэрологическими условиями и качеством
астрономического изображения пока не установлено однозначной
связи, хотя метеорологи и дали астрономам много
правильных советов (в частности, располагать
обсерватории на изолированных горных вершинах в районах со
слабым ветром).
Но посмотрим сначала, как нужно измерять
диаметр изображения звезды, построенного телескопом и
искаженного атмосферой. Исследования, проведенные на
двух телескопах Московского университета,
установленных в Крыму (60- и 125-сантиметровых рефлекторах),
показали следующее. Пока диаметр изображения
оценивали глазом, получались примерно одинаковые
распределения (рис. 10 и 11), когда же с помощью
фотоумножителя посмотрели, в каком кружке находится 80%
света звезды10, получилась совершенно иная картина.
Изображения на 125-сантиметровом телескопе
оказались значительно (в 2—3 раза) хуже.
10 Диафрагма, пропускающая 80% света от звезды, дает
наилучшее отношение сигнала к шуму: в большую диафрагму
проходит слишком много фона, а в меньшую — слишком мало света
звезды.
55

Причина этого явления неясна, хотя первые
фотоэлектрические измерения диаметра изображений были
сделаны около 10 лет назад. Соответствуйте меры
(возможно, исправление оптики и улучшение
терморежима) вместе с ревизией механики — точность
сопровождения звезды у этого инструмента составляет
несколько угловых секунд — могут повысить его
эффективность в несколько раз. Вообще 125-сантиметровый
рефлектор МГУ является, безусловно, наиболее
исследованным инструментом нашей страны — этим с
энтузиазмом занимались много лет студенты
астрономического отделения физического факультета МГУ, и дан-
Рис. 10. Результаты исследований диаметра изображения для 125-
сантиметрового телескопа МГУ:
1 — качество оптики, 2 — визуальные оценки, 3 — результаты
фотоэлектрических измерений
3 Ч 5 6 7 8
Диаметр изображения.,,(
Ю 11
Рис. 11. Результаты исследований диаметра изображения для 60-
сантиметрового телескопа МГУ:
4 — результаты фотоэлектрических измерений, 5 — визуальные
оценки
56

иые исследования
показали значительные
неиспользуемые
резервы его эффективности.
Итак, визуальным
оценкам диаметра
изображения звезды в
телескопах среднего
размера доверять
нельзя — нужно делать
фотоэлектрические
измерения и быть
уверенным, что телескоп в
порядке. Как же тогда
измерять астроклимат?
Как и во всякой
хорошей астрономической
работе, следует
использовать независимые, но
контролирующие друг
друга методики.
В настоящее время
их существует несколько. Как известно, турбулентность
атмосферы приводит к появлению в ней температурных
неоднородностей. Теплые или холодные включения'
преломляют свет не так, как окружающий воздух, и иска*
жают тем самым идущий от звезды плоский волновой
фронт. Тот участок волнового фронта, который
остается плоским с оптической (примерно до половины длины
волны) точностью в течение нескольких угловых секунд,
называется радиусом когерентности г0 и измеряется в
сантиметрах. Его можно определить небольшим
интерферометром, установленным на телескопе.
Распределения г0 для четырех обсерваторий
приведены на рис. 12. Мы видим, что они действительно
почти одинаковы. Разные участки искаженного
атмосферой волнового фронта по-разному наклонены по
отношению к его неискаженной поверхности. Если
посмотреть на звезду через атмосферу с помощью небольшого
(£)</*о) объектива, ее изображение будет дрожать с
амплитудой 18/г0 угловых секунд. Такого же размера
будет изображение звезды в крупном телескопе с
хорошей оптикой.
20
Ю 8 6 4
Радиус когерентности, сн
Рис. 12. Количество атмосферных
ситуаций с г0, большим данного,
для четырех обсерваторий:
1 — Халеакала, Гавайи; 2 —
Уайт-Сэндс, Нью-Мехико; 3 —
Китт-Пик, Аризона; 4 — Крым,
обсерватория АН СССР
57

Тепловые неоднородности можно изучать
непосредственно — измеряя малоинерциониым термометром,
установленным, скажем на самолете или радиозонде,
флуктуации температуры воздуха. Определение г0 из
этих измерений делается однозначно. Тепловые
неоднородности можно лоцировать и с помощью звукового
локатора — акустические волны хорошо от них
отражаются. Все эти методы позволят составить
представление о том, какие все-таки изображения может ожидать
астроном, если, не поленившись, тщательно выберет
изолированную вершину для своей обсерватории.
На рис. 13 показано среднее значение г0, получен-
л. Фотоэлектрические
* приборы
А Интерферометры
«ш» to для сбободной
атш<реры
10
ТСанглок
АМауна-Кеа
П^ицца * Майдана к
сбсербаторих
i l'H '—т1 i "I i i и i 1 1—г*
100 1000
Высота над уровнем моря, м
10000
[-50
узо
Y20
I
Рис. 13. Среднее значение радиуса когерентности г0 для
свободной, т. е. не искаженной местными возмущениями,
атмосферы и для нескольких обсерваторий
ное для свободной (т. е. не искаженной местными
завихрениями) атмосферы и для некоторых обсерваторий.
Из этого рисунка следует, что качество изображений,
которым довольствуются астрономы наших дней,
заметно хуже, чем могло бы быть. Так, количество
изображений с г0 = 20 см, т. е. имеющих диаметр Z)80 (по 80%
энергии), равный 1", должно увеличиться при переходе
от обсерваторий (см. рис. 12) к свободной атмосфере с
5 до 50% —в 10 раз. На такой обсерватории можно
будет систематически решать довольно сложные задачи.
Так, 1-метровый телескоп, дающий изображения ~ 1",
может за 2 ч с нехитрой электроникой
зарегистрировать (при отношении сигнал/шум = 5) звезды со
звездной величиной 25.
58

Таким образом, поиск мест, более близких к
свободной атмосфере, должен быть продолжен — это важней*
шая на сегодня задача практической астрофизики.
Дрожание изображения звезд следует также изме-
рять только фотоэлектрически, с помощью устройств,
подобных показанному на рис. 14. Визуальные измере-
Рис. 14. Фотоэлектрический прибор для измерения
атмосферного дрожания
ния и здесь (как и в случае телескопических
изображений) отягощены систематическими ошибками плохо
выясненной природы (рис. 15). Глаз, по-видимому,
просто не замечает малых дрожаний слабой звезды и,
следовательно, занижает большие дрожания. Кстати, автор
этих строк написал довольно много совершенно
ошибочных работ с применением визуальных методов
измерения атмосферного дрожания.
59

Появление фотоэлектрических измерений и
тщательное исследование температурных флуктуации в
приземном слое атмосферы убедительно показало, что для
телескопов не нужно строить высоких башен11: при
подъеме телескопа на высоту 20 м ночные изображения
практически не улучшаются. Низкая башня значительно
дешевле высокой. Так, для английского 4-метрового
рефлектора на Канарских островах уменьшение высоты
башни и изменение конструкций купола снизили ее
стоимость более чем в 3 раза — па 6 млн. фт, ст*
1,о\
5 ДО"
I
• • • it • * ••
• •• •
::««• ;;♦ • • • • •
• • * • • • • *• • • •
• • *•••§•
Тг Ъ ~ofi 2« То i,2 it Je"
Дрожание изображения,"
tfi
Рис. 15. Сравнение визуальных оценок атмосферного дрожания
(по оси ординат) с фотоэлектрическими измерениями (по оси
абсцисс)
Самолетные измерения (рис. 16) топографии
возмущающего слоя очень наглядны, и их следует вести одно,
временно с измерениями дрожания звезды и
температурными измерениями в приземном слое (рис. 17 и 18).
Не вызывает сомнений, что на достаточно высоком
научном уровне атмосферные исследования дадут
возможность сделать правильный выбор места для установки
крупного телескопа. Малотурбулентная атмосфера и
большое количество ясной погоды являются основным
капиталом новой обсерватории, который она изменить
11 Солнечные же инструменты поднимать над поверхностью
Земли необходимо.
во

Рис. 16. Топография местной турбулентности изучается с помощью
самолетов-лабораторий, несущих температурные датчики и
аппаратуру для записи их показаний
о:
i
1
-29рд 5 3 5 5 в 3 3 3 3
-27Щ 5 5 5 3 3 3 3
\2620 8
[2530 ИГ^нГзО 30*10^5 5 5 5
•Ш Ю Ю 10 10 10 20 30 80 50
8 тля 1972 г.
■ ,т .I т t л * т •■! ■- т—*-
3QQ 600 Ш 20Q 0 200 400 дОй W0
Расстояние, к
Рис. 17. Местная турбулентность над хребтом Изакья на Канар*
ских островах (по самолетным измерениям), препятствующая
строительству там обсерваторий
61

£ woo
f
i
«I 3000
1
1
41
2000
23222222 22
20 23 70 17 18 19 IS 23 29
205mm
__ / 363/755 88 45 29 40 t59 № 83
дд?гюГ10291 43 55 9/ 9//90
9 октября 1978 г.
-2Q ~15 ~Ю -5 О 5 10
Расстояние, км
15
1570 х
\Ю70 §
1 3
Рис, 18. Местная турбулентность над горным районом Майданак
в Узбекской ССР (по самолетным измерениям)
№
i
•в
ъЮА
О „ 0,5 Ю 15
Дро/капие изображения,п
не в силах, но на проценты
с которого она должна
существовать. До получения
изображений,
эквивалентных записям
фотоэлектрического прибора (рис. 19), на
телескопах предстоит еще
многое сделать. Пока, к
сожалению, они практически
не имеют отношения друг
к другу.
Рис. 19. Распределение
фотоэлектрически измеренных D80 (гора
Майданак, 1978 г., 1200
измерений):
1 — ситуация, отраженная на
рис. 18; 2 — ситуация с /)80=з
=2,25" на 60-сантиметровом
телескопе
62

ОРБИТАЛЬНЫЙ ОПТИЧЕСКИЙ ТЕЛЕСКОП
В заключение рассмотрим возможности оптического
телескопа, вынесенного на достаточно продолжительное
время за пределы земной атмосферы, т. е., скажем, на
орбиту искусственного спутника Земли.
Хотя внеатмосферная астрономия принесла богатый
урожай результатов в тех спектральных диапазонах, где
невозможны наблюдения с Земли из-за поглощения
атмосферой, все чаще и чаще у астрономов возникала
мысль — не стоит ли создать орбитальный телескоп и
для оптического (0,3—1,2 мкм) диапазона. Основное
преимущество предполагаемого инструмента состоит в
том, что на его луче зрения не будет атмосферы,
размывающей (даже в случае идеальной оптической
системы!) изображения звезд.
Кроме того, орбитальный оптический телескоп будет
обладать и еще одним преимуществом. Как мы уже
знаем^ фон свечения ночного неба уменьшится при
выносе телескопа на орбиту спутника сравнительно
слабо — примерно на 5СГ% в сине-зеленой области спектра.
Ослабление будет сильнее в красной и ближней
инфракрасной областях, где в излучении фона преобладает
свечение молекул гидроксила, находящихся в верхних
слоях земной атмосферы. Тем не менее расчет,
базирующийся на основных соотношениях практической
астрофизики и не вызывающий принципиальных возражений,
показывает, что ожидаемая при таких благоприятных
(космических) условиях предельная звездная
величина 2-метрового орбитального телескопа может достичь
26—27 (при отношении сигнала к шуму, равном 5).
Такая перспектива, безусловно, заманчива, и уже
довольно давно начался процесс сближения точек
зрения между создателями спутниковых систем и
астрономами. Предстояло лишь выработать единое мнение о
диаметре телескопа, времени его активного
существования на орбите, стоимости и характере обслуживания, а
также о множестве других сопутствующих аспектов,
В результате этих переговоров контуры орбитальногб
оптического телескопа обрели известную четкость.
Вот примерные параметры орбитального оптического
телескопа. Диаметр его кварцевого облегченного
зеркала около 2 м, оптическая система изготовлена по
схеме Ричи—Кретьёна. Поскольку обслуживание теле-
63

скопа непосредственно астрономами будет
затруднительно, все его системы должны быть значительно
автоматизированы (но при этом допускается участие
космонавтов в различного рода ремонтных работах или же
возвращение телескопа на Землю для более
тщательного исследования). Были найдены ресурсы для
уменьшения первоначально очень большой стоимости этого
телескопа и увеличения срока его активного
существования.
Возможно, в текущем десятилетии орбитальный огь
тический телескоп будет построен и запущен на орбиту,
и астрономы смогут им пользоваться для своих
исследований. Не вызывает сомнений, что его появление
активизирует и наземную астрономию, как это уже не раз
было при возникновении новой орбитальной
астрономической методики. Объекты, обнаруживаемые
спутниковыми системами, нуждаются в их дальнейшем
систематическом исследовании так же, как найденные по
аэрофотоснимкам геологические структуры требуют
детального исследования в результате различных экспедиций.
В этом и заключается основная связь наземной и
орбитальной астрономии в настоящем и будущем.
Петр Владимирович Щеглов
ОПТИЧЕСКИЕ ТЕЛЕСКОПЫ
СЕГОДНЯ И ЗАВТРА
Главный отраслевой редактор Л. А. Ерлыкин
Редактор Е. Ю. Ермаков
Мл. редактор О. А. Васильева
Обложка Л. П. Ромасенко
Худож. редактор М. А. Гусева
Техн. редактор Т. В. Луговская
Корректор В, В. Каночкина
ИБ № 2811
Сдано в набор 23 05 80 г. Подписано к печати 10 07 80 г T-11559 Формат
бумаги 84Х108/з2 Бумага тип № ,' # Гарнитура литературная Печать
высокая. Усл. печ. л. 3,36 Уч -изд. л. 3,40. Тираж 30 400 экз Заказ N* 1048.
Цена 11 коп. Издательство «Знание». 101835. ГСП, Москва, Центр, проезд
Серова, д 4 Индекс заказа 804208
Типография Всесоюзного общества «Знание». Москва, Центр. Новая пл,
А 3/4.

НОВОЕ
В ЖИЗНИ,
НАУКЕ,
ТЕХНИКЕ
СЕРИЯ
КОСМОНАВТИКА,
АСТРОНОМИЯ
8'80
П. В. Щеглов
ОПТИЧЕСКИЕ
ТЕЛЕСКОПЫ
СЕГОДНЯ
И ЗАВТРА

Индекс 70101
#5№fc**raC