Правда и ложь в истории великих открытий - читать онлайн книгу. Автор: Джон Уоллер cтр.№ 13

Чтобы понять трудности, с которыми столкнулись ученые, сначала необходимо рассмотреть, каким оборудованием они пользовались. Группа, работавшая в Собрале, взяла с собой «астрографический телескоп» и четырехдюймовый телескоп. Группа Эддингтона имела всего лишь астрографический инструмент. Планы у обеих групп были одинаковыми: сфотографировать пучки звездного света как можно ближе к краю затмения, а затем сфотографировать те же звезды несколько позднее в других частях неба. Кроммелин должен был остаться в Бразилии, чтобы проделать эту работу, тогда как Эддингтону нужно было вернуться в Англию и продолжить исследования на экспериментальной базе Оксфордского университета.

У групп были с собой аналогичные предварительные расчеты. В зависимости от того, насколько велико будет отклонение, будет доказана правота либо Ньютона, либо Эйнштейна. Они были готовы присудить победу Ньютону, если угол отклонения составит порядка 0,8 угловой секунды, или Эйнштейну, если значение будет близко к 1,7 угловой секунды. Эта разница настолько мала, что ее можно сравнить с измерением ширины одного пенса на расстоянии одной мили. То была нелегкая задача. Если же случится так, что на момент затмения звезд, расположенных близко к краю солнечного диска, не окажется, ученым придется выбирать звезды, расположенные дальше, а это означает, что проводить измерения будет значительно сложнее, поскольку влияние Солнца на свет от таких звезд существенно меньше. Нетрудно понять, почему исключительно сдержанный Эддингтон, получив результаты измерений, близкие к тем, что предсказывал Эйнштейн, написал: «Это было самым волнующим событием на моей памяти… связанным с астрономией».

ПРОБЛЕМЫ

Помимо того, что нужно было измерить невероятно малые величины, обе группы столкнулись с огромным количеством и совершенно иных проблем. Самой большой из них оказалось сравнение видимого положения звезд, сфотографированных в разных участках неба и в разное время года, при разной температуре, а разница в фокусном расстоянии холодного и теплого телескопа легко могла внести искажение, сопоставимое с измеряемыми величинами. Кроме того, фотографирование солнечного затмения нужно было проводить днем, а остальное фотографирование — ночью. Помимо температуры окружающей среды на точность измерений влияла также «атмосферная турбулентность». (В результате происходило искажение фоновых изображений, в основном возникавших как следствие конвекционных потоков, которые видны невооруженным глазом, например, над жаровней для барбекю. В условиях тропиков турбулентность атмосферы представляет собой особо сложную проблему.) Вдобавок обе группы столкнулись с неблагоприятными погодными условиями, мешала частичная облачность.

Не следует забывать и о том, что транспортировка из Англии на такое большое расстояние не могла не сказаться на состоянии телескопов, тогда как малейшее воздействие, изменяющее угол фотографической пластины, способно привести к непоправимым последствиям. В дополнение ко всему солнечное затмение нужно было наблюдать в отдаленных районах, и доставка любого современного оборудования была делом нелегким. Обеим группам приходилось довольствоваться небольшими инструментами, значительно увеличивавшими время экспонирования. Все телескопы нужно было вращать в сторону, противоположную вращению Земли, чтобы они оставались нацеленными на одну и ту же точку неба. Механизмы вращения, разработанные инженерами обеих групп, явились еще одним источником погрешности.

Некоторые из этих трудностей можно было учесть и принять во внимание при проведении расчетов. Обычно это касается той части смещения звезд, которая связана с механикой телескопов и фотографического оборудования. После получения количественной оценки этого воздействия, легче выделить поведение светового луча, идущего от интересующей нас звезды. Введение соответствующей коррекции требует как минимум шесть не меняющих своего положения звезд на каждом фотоснимке. В противном случае данных для проведения статистических расчетов будет не хватать. Ни одна из групп — ни та, что была в Бразилии, ни та, что была на острове Принсипи, — не могла отрицать, что их экспериментальный метод не свободен от ошибок, которые не удалось заранее определить, поэтому они так и останутся нераспознанными.

Чтобы дать представление о том, насколько серьезными были все эти проблемы, следует упомянуть, что в 1962 году намного лучше оснащенная группа британских ученых попыталась воспроизвести результаты, полученные Эддингтоном. После неудачной попытки они заявили, что этот метод слишком сложен. В свете трудностей, рассмотренных выше, такой вывод нельзя назвать неожиданным. Нобелевский лауреат Субраманьян Чандрасекар, с которым у Эддингтона был продолжительный и во многом личный научный спор, позднее заявил, что экспедиции 1918–1919 годов лишь отчасти были вызваны научным интересом. Он высказал предположение, что Эддингтон влез в это довольно бесперспективное дело, дабы избежать воинской службы в годы Первой мировой войны. До сих пор это заявление Чандрасекара никто не опроверг.

ВРЕМЯ РЕЗУЛЬТАТОВ

В долгожданные часы затмения группа, прибывшая в Собраль, смогла получить 19 фотографий с помощью своего астрографического телескопа и 8 фотографий — с помощью четырехдюймового телескопа. Группе Эддингтона на Принсипи помешала облачность — удалось получить только 16 снимков, из которых лишь два были пригодны для анализа. Группа в Собрале сумела получить очень четкие снимки с помощью четырехдюймового телескопа. Они позволили определить, что отклонение луча Солнцем происходит в диапазоне от 1,86 до 2,1 угловой секунды при среднем значении 1,98 угловой секунды. (Отметим, что Эйнштейн предсказывал величину порядка 1,7 угловой секунды.) Фотографии же, полученные с астрографа, были хуже, но 18 из них были использованы для расчета среднего угла отклонения, который получился равным 0,86 угловой секунды. Другими словами, один комплект фотографий дал результаты, близкие к расчетам Эйнштейна, а другой — величину, очень близкую к значению 0,8, которую дает теория Ньютона. К сожалению, одни значения оказались слишком большими, чтобы строго соответствовать общей теории относительности, а другие основывались на фотографиях плохого качества. Кроме того, каждый комплект фотографий содержал очень большую стандартную погрешность.

На основе фотографий приемлемого качества, полученных на острове Принсипи, Эддингтон рассчитал смещение луча, лежавшее в пределах от 1,31 до 1,91 угловой секунды. Однако качество этих фотографий оставляло желать лучшего, а математическая формула, которую он использовал для расчетов, сама по себе была не совсем корректна. Но как бы там ни было, две фотографии плохого качества, полученные группой Эддингтона, дали среднее значение 1,62 угловой секунды, что недопустимо меньше расчетной величины Эйнштейна.

Совершенно очевидно, что такое ненадежное и противоречивое доказательство не могло разрешить спор между двумя теориями. Достаточно вспомнить о турбулентности атмосферы. В условиях жаркого климата, в котором работали обе группы, имевшаяся турбулентность позволила бы зафиксировать только очень большое смещение света. Если бы обе группы измеряли отклонение лучей, проходящих по краю солнечного диска, то отклонение было бы достаточным для того, чтобы выделить воздействие турбулентности. Однако в 1919 году ближайшие к солнечному диску лучи не могли быть видны из-за солнечной короны, а видимые лучи должны были несколько отстоять от края солнечного диска. Следовательно, смещение света было столь незначительным, что наблюдаемое явление можно было бы смело отнести к воздействию турбулентности атмосферы. В какой-то мере обе группы это хорошо понимали. Поэтому в дискуссии, которая проходила после объявления результатов, полученных во время солнечного затмения, Эддингтон и его помощники признавались, что расчеты были ненадежными. Однако прошло всего несколько месяцев, и с кафедры королевского астронома было объявлено: теория Эйнштейна победила.