Цифровой журнал «Компьютерра» 2013 № 46 (199)

Опубликовано 17 ноября 2013

Начало ноября 2013 года ознаменовалось солнечным затмением, полоса которого пересекла Атлантику и ступила на африканский континент на территории Габона, незадолго перед этим пройдя к югу от островов Сан-Томе и Принсипи. В силу труднодоступности полосы для европейцев особого внимания это затмение к себе не привлекло, однако напомнило о другом, намного более интересном затмении, случившемся 29 мая 1919 года. Его полоса пересекла Южную Америку и Атлантический океан, а затем также прошла по Гвинейскому заливу и Центральной Африке. Наблюдения этого затмения в Бразилии и на острове Принсипи вошли в историю как первое экспериментальное подтверждение общей теории относительности Эйнштейна.

История началась в 1801 году, когда немецкий астроном Иоганн фон Зольднер, опираясь на корпускулярную теорию света, рассчитал, как будут двигаться в поле тяготения Солнца световые частицы, приходящие из бесконечности. Согласно ньютоновской теории гравитации, такие частицы движутся по гиперболическим орбитам. Конечный итог их пролёта у Солнца состоит в отклонении от первоначальной траектории на угол, величина которого зависит от расстояния до светила и у самой поверхности Солнца составляет 0,87 угловой секунды (сам Зольднер получил менее точное значение — 0,84"). Столетием позже, точнее, в 1915 году, Альберт Эйнштейн, опираясь на общую теорию относительности (ОТО), вывел вдвое большее значение отклонения.

Искривление световых лучей приводит к тому, что Солнце в процессе своего видимого годичного перемещения по небосводу немного искажает видимое положение звёзд. Величина искажения максимальна у самого Солнца и быстро падает с удалением от него. Измерив кажущиеся смещения звёзд, можно сделать вывод о том, кто прав — Зольднер или Эйнштейн, — тем самым проверив или опровергнув ОТО. Сдвиг у самого Солнца не так уж мал; астрометристы уже в XIX веке умели измерять значительно меньшие смещения, но только на ночном небе. Как измерить положения звёзд вплотную к Солнцу?

Такую возможность предоставляют полные солнечные затмения. Правда, у затмений есть, как минимум, пара недостатков. Во-первых, они происходят весьма редко, во-вторых, полная фаза видна с весьма ограниченной части земной поверхности. История знает множество примеров, когда кратковременная непогода или даже одно крохотное облачко сводили на нет многомесячные усилия по подготовке экспедиции в полосу полного затмения. Добавьте к этому чисто технические сложности проведения качественных наблюдений не в оборудованной обсерватории, а на малоприспособленной площадке.

Тем не менее затмение 1919 года стоило риска. Оно было очень длительным (с продолжительностью полной фазы больше 7 минут) и к тому же происходило вблизи рассеянного звёздного скопления Гиады, то есть для измерений было доступно много относительно ярких звёзд. Поэтому Великобритания решила снарядить даже не одну, а две экспедиции, хотя подготовка к ним шла в особо сложных условиях — в Европе, только что прошедшей через большую войну, к тому же для проверки теории, выдвинутой германским учёным.

Поначалу экспедиции вообще оказались под угрозой срыва, поскольку почти все нужные специалисты либо работали в военной промышленности, либо были призваны в армию. К ноябрю 1918 года в Королевской Гринвичской обсерватории не оказалось даже плотника, который мог бы упаковать экспедиционное оборудование. Но потом всё как-то устроилось. Организаторы экспедиции Ф. Дайсон и А. Эддингтон решили послать наблюдателей в город Собрал на севере Бразилии и на остров Принсипи у берегов Африки. В каждую экспедицию отправлялось по 13-дюймовому телескопу-астрографу. В Собрал, кроме того, отправили небольшой инструмент с 4-дюймовым объективом.

Телескопы в Собрале (Бразилия). Слева в круглой трубе — 13-дюймовый астрограф, справа в трубе квадратного сечения — 4-дюймовый вспомогательный телескоп. Свет Солнца направляется в неподвижно закреплённые телескопы при помощи специальных подвижных зеркал — целостатов.