Главные особенности философских умозрений

 

Оставим в стороне вечные философские проблемы добра и зла, смысла жизни и др. Уделим внимание лишь таким философским про-

 

 

 

 

Илл. 1. Научное приборостроение – мощная отрасль материального производства, обслуживающая потребности фундаментального естествознания современного исторического типа, основы которого были заложена в XVI–XVII вв. в западноевропейской культуре. Однако первые измерительные научные приборы появились ещё в древней астрономии. Геоцентрическая небесная механика Солнечной системы стала первой и веками оставалась единственной научной теорией современного типа ещё тогда, когда физика, химия и биология пользовались понятиями и методами теологии, а также спекулятивной философии. Данная серия иллюстраций представляет измерительные астрономические приборы древней небесной механики, позволявшие определять координаты звёзд и планет в астрономии дотелескопной эры.

		2.2 2.3

 

Илл. 2.С эпохи Г. Галилея и И. Ньютона (XVII в.) астрономия стала вооружаться всё более мощными телескопами. Галилей изобрёл линзовый телескоп (рефрактор). (2.1; 2.2). Ньютон изобрёл зеркальный телескоп (рефлектор) (2.3).

 

Илл. 3.К середине XIX в. телескопы-рефракторы достигли предела своих возможностей. На илл. 3.1 изображён один из таких телескопов в Пулковской обсерватории под Санкт-Петербургом. Далее требовались сверхточные системы линз весом в десятки и сотни тонн, которые уже было невозможно объединить в работоспособную сверхточную оптико-механическую конструкцию. Наблюдательная астрономия взяла курс на разработку существенно более лёгких телескопов-рефлекторов.

Их принципиальная схема очень проста. Свет от небесных объектов улавливается главным вогнутым зеркалом в форме параболоида, которое сужает идущие из Космоса световые лучи и фокусирует их на втором, намного меньшем вогнутом зеркале; это зеркало, в свою очередь, ещё раз сужает лучи и через отверстие в центре главного зеркала направляет их в окуляр телескопа, где информация воспринимается глазом человека, фотоаппаратом, спектроскопом и т. п. Чем больше диаметр главного зеркала (его апертура), тем больше разрешающая способность телескопа, тем более мелкие и дальние космические объекты он способен показать. Но, как это чаще всего бывает в технике, простую принципиальную схему крайне непросто реализовать на практике. В частности, криволинейную поверхность главного зеркала требуется изготовлять с точностью до микронов. При диаметре главных зеркал современных телескопов до 10 м это подобно «улавливанию» одного сантиметра на площади Германии.

На поверхности Земли наблюдениям в оптические супертелескопы мешают помехи, создаваемые колебаниями оптических параметров земной атмосферы. Астрономы десятилетиями мечтали о размещении своих телескопов в космосе. В 1992 г. их мечта впервые осуществилась в лице орбитального оптического телескопа «Хаббл» с диаметром главного зеркала 2,5 м (3.2). Но и на земной поверхности имеются места (обычно высоко в горах), где атмосферные помехи минимальны. Кроме того, главные зеркала современных супертелескопов адаптивны: с помощью непрерывного лазерного зондирования атмосферы и компьютерного управления они мгновенно подстраивают свою форму под изменчивые оптические параметры атмосферы. Это позволяет получать высочайшее качество изображений на наземных телескопах, которые даже при диаметре главного зеркала 10 м обходятся во много раз дешевле, чем орбитальные телескопы.

На ближнем плане илл. 3.3 изображён такой телескоп-гигант с апертурой главного зеркала 8,2 м. Это – главный телескоп Южной Европейской обсерватории на высокогорном плато Сьерра-Параналь на севере Чили. Три телескопа на дальнем плане имеют апертуру главных зеркал 3 м. Весь комплекс из четырёх телескопов может фиксировать интерференционную картину световых полей от космических объектов на линии длиной 250 м. Обработка этой информации методами теории голографии позволяет создавать (синтезировать) их целостные изображения с такой разрешающей силой, которую может обеспечить телескоп с апертурой главного зеркала 250 м. Этот комплекс получил название «Очень Большой Телескоп» и он позволил радикально преодолеть неразрешимые технологические проблемы изготовления телескопов-рефлекторов со сплошными главными зеркалами диаметром более 10 м.

 

 

		3.1 3.2
		3.3

 

 

Илл. 4.Со второй половины ХХ в. наблюдательная астрономия стала всеволновой. Сначала зародилась радиоастрономия. Ввиду большой длины радиоволн в ней существенно проще реализовать принцип радиоинтерферометрии с большой апертурой, аналог которого в оптической телескопии был впервые реализован только в последние годы. С помощью сверхточных атомных часов приёмная антенна радиотелескопа, изображённого на илл. 4.1, может работать в одной связке с приёмными антеннами, расположенными на других континентах. При этом образуется функциональный эквивалент радиотелескопа со сплошной приёмной антенной диаметром до 10000 км. Поэтому вплоть до недавнего времени такие радиотелескопы по своей разрешающей способности многократно превосходили оптические телескопы.

С конца 60-х гг. ХХ в. началась эра орбитальных инфракрасных, рентгеновских (илл. 4.2) и гамма-обсерваторий (илл. 4.3). За пределами земной атмосферы, поглощающей слабые излучения этих диапазонов, стало возможно изучать космические процессы, идущие с испусканием рентгеновских и гамма-лучей энергетическими переходами в атомных ядрах космических объектов. Рентгеновская и гамма-оптика таких обсерваторий резко отличается от обычной, поскольку лучи этих диапазонов не фокусируются обычными линзами и зеркалами. Поэтому, в частности, отладка и настройка будущей орбитальной гамма-обсерватории проводится на ускорителе элементарных частиц (илл. 4.4).

Орбитальные инфракрасные телескопы базируются на обычной оптике, которая с помощью линз и зеркал фокусирует невидимые тепловые лучи. В фиксации и изучении сверхслабых тепловых лучей от дальних космических объектов решающую роль играют сверхчувствительные приёмные структуры – болометры. Особенно чувствительны болометры, использующие макроскопически-квантовые эффекты сверхпроводимости. Их работу обеспечивает современная криогенная техника, позволяющая получать и стабильно поддерживать температуры до 0,01 К. В частности, методами инфракрасной астрономии удалось детально изучить структуру центра нашей Галактики «Млечный Путь», который находится от Солнечной системы на расстоянии около 30 тысяч световых лет и в видимом диапазоне электромагнитных волн скрыт от наблюдателя облаками галактической пыли.

 

 

 

 

Илл. 5.Наряду с неисчерпаемо информативными электромагнитными полями всех диапазонов, каждая точка космического пространства пронизана потоками электрически нейтральных элементарных частиц вещества – нейтрино. Эти частицы почти нулевой массы движутся со скоростью света и обладают фантастической проникающей способностью: в среднем, для них не является препятствием даже экран из сплошного свинца толщиной в несколько миллионов километров. Но это только в среднем. С небольшой вероятностью, но стабильно нейтрино реагируют с веществом, и эти реакции физики с 1958 г. уверенно идентифицируют в детекторах большого объёма, содержащих десятки тысяч тонн особых (обычно жидких) веществ. Нейтрино несут чрезвычайно важную информацию о термоядерных процессах в недрах звёзд, о космических катастрофах типа взрывов Сверхновых и др. В частности, из недр Солнца благодаря своей феноменальной проникающей способности нейтрино выходят в неизменном виде, давая самую непосредственную информацию о происходящих там термоядерных процессах. Поэтому с 70-х гг. ХХ в., когда опыты с нейтрино стали повседневной «рутиной» экспериментальной физики элементарных частиц, стали строиться и нейтринные обсерватории. В отличие от рентгеновских, им нет надобности выходить за пределы земной атмосферы. Наоборот, им желательно как можно глубже зарыться в землю, чтобы отстроиться от всяческих помех, создаваемых частицами вторичных космических лучей, и держать под систематическим контролем только всепроникающие потоки нейтрино.

На илл. 5.1и5.2представлено научно-приборное оборудование эксперимента, который недавно полностью подтвердил гипотезу советских физиков-теоретиков о том, что на пути от недр Солнца до Земли солнечные нейтрино несколько раз изменяют свой тип. Тем самим была окончательно обоснована экспериментом теория термоядерных превращений в недрах звёзд, разработанная в конце 30-х гг. ХХ в. Рисунок 5.2 представляет нейтринный детектор изнутри. Это – шаровой сосуд диаметром во много метров с тысячами тонн тяжёлой (дейтериевой) воды в качестве вещества, регистрирующего редкие пролёты солнечных нейтрино, которые всё же реагируют с тяжёлой водой. Эти реакции фиксируются и идентифицируются тысячами регистраторов и усилителей сверхслабых вспышек света, сопровождающих эти редчайшие реакции. Обработка сигналов и их статистики на суперкомпьютере позволяет чётко идентифицировать взаимодействия именно солнечных нейтрино. Фотография 5.2 представляет внешний вид этого научного прибора – главного элемента нейтринной обсерватории.

 

 

		5.2

 

 

Илл. 6.Наконец, говоря о современном научно-приборном оснащении астрономии, следует отметить саму практическую космонавтику. Её эпоха началась в период с 4 октября 1957 г. по 15 мая 1958 г., когда в Советском Союзе и в США было запущено по три первых искусственных спутника Земли. Уже второй советский спутник, запущенный 3 ноября 1957 г., раньше первого американского, был исследовательским. Успехи практической космонавтики позволили изучать планеты из их ближайшего окружения. Первым результатом такого рода 4–10 октября 1959 г. стал облёт Луны третьей советской автоматической межпланетной станцией и получение первых фотографий обратной стороны Луны. Луна стала первой планетой, на поверхности которой с июля 1969 г. по февраль 1974 г. неоднократно высаживались американские астронавты (илл. 6.3).

Но главным средством обследования планет Солнечной системы на их поверхностях и из их ближайших окрестностей остаются межпланетные автоматические станции. С октября 1959 г. они усовершенствованы качественно и разносторонне. Свидетельства тому – цветные фотографии высочайшего качества, переданные уже из ближайших окрестностей уже не Луны, а Марса, Юпитера, Сатурна, Урана, Нептуна. Примером может служить фотография бурной атмосферы Юпитера 6.2, переданная его искусственным спутником «Галилей». Крупным достижением на этом пути стало подробнейшее картографирование поверхности Венеры, закрытой сплошным слоем плотных облаков (6.1). Это удалось благодаря особому радиолокационному исследованию Венеры с бортов советских и американских автоматических станций, выводимых на орбиты её искусственных спутников. По своей сути оно аналогично радиоинтерферометрии с большими базами с последующей голографической обработкой информации, восстанавливающей целостное видимое изображение с высокой разрешающей способностью. Только в данном случае увеличение приёмной апертуры радиолокатора осуществлялось не в пространстве (как на наземных радиотелескопах), а во времени – за счёт движения само́й орбитальной станции, излучающей радиолокационные импульсы.