В 1668 году Ньютон разработал телескоп, в котором использовалось такое зеркало. Это был первый в практике телескоп-рефлектор. Он был всего в шесть дюймов длиной и в один дюйм шириной, но был столь же хорош, сколь и первый телескоп Галилея. Вскоре после этого Ньютон создал и другие телескопы-рефлекторы — больше и лучше.
Помимо устранения хроматической аберрации, отражающие телескопы имели и другие преимущества перед телескопами-рефракторами. Линза должны быть сделана из безупречного стекла с двумя изогнутыми поверхностями — передней и задней, отшлифована как можно идеальнее, раз слабый свет звезд должен быть передан без потерь и тщательно сфокусирован. Однако зеркало лишь отражает свет, и для него важно, чтобы была совершенной только отражающая поверхность. В телескопическом зеркале передняя поверхность (а не задняя стенка, как у обычных зеркал) покрыта тонкой отражающей металлической пленкой, поэтому стекло за металлической поверхностью не обязано быть идеальным. Оно не имеет дела со светом, оно просто поддерживает металлическую поверхность. Поскольку гораздо легче создать большое стекло с некоторой погрешностью, чем большое идеальное стекло, то легче сделать большое телескопическое зеркало, чем большую телескопическую линзу, особенно учитывая, что в зеркале необходимо обработать одну поверхность, а в линзе — две.
Опять же, при прохождении сквозь линзу часть света обязательно поглощается. Чем больше и толще линза, тем больше поглощение. А в случае с зеркалом, с другой стороны, независимо от его величины свет просто отражается от поверхности и практически не теряется за счет поглощения. Далее, линза должна держаться в оправе, ведь вся ее площадь должна быть открыта для беспрепятственного прохождения света; большую, толстую линзу становится трудно поддерживать в оправе, потому что середина начинает провисать, и это приводит к искажениям. Зеркало же можно поддерживать сколько угодно по всей его площади.
Это привело к тому, что все большие телескопы в мире — рефлекторы. Самый большой из действующих — 200-дюймовый рефлектор, который был запущен в эксплуатацию в 1948 году на горе Паломар в Калифорнии. Еще есть 120-дюймовый рефлектор на горе Гамильтон и 100-дюймовый на горе Уилсон (оба в Калифорнии). В Крыму есть 103-дюймовый телескоп и строят 236-дюймовый.
Сравните это с 40-дюймовым рефрактором в обсерватории Йеркса в Висконсине, который стал самым большим телескопом-рефрактором в 1897 году, да, похоже, и останется таковым.
Однако даже рефлекторы имеют практические ограничения в размерах. Собирание и концентрация света включают в себя собирание и концентрацию несовершенств окружающей среды — дымки в воздухе, рассеянного света от далеких городов, разницы в температуре, которая выражается в быстрых изменениях преломляемости воздуха и заставляет изображения звезд плясать и мерцать.
Для следующего этапа оптической телескопии нам, возможно, придется ждать того дня (может быть, уже не столь отдаленного), когда астрономическую обсерваторию можно будет основать на Луне, где нет воздуха, который поглощает, преломляет и рассеивает тусклый свет звезд, и где астроном (имея все средства для выживания во враждебной человеку среде) будет чувствовать себя как фигурально выражаясь, так и вполне буквально на седьмом небе.
Но Ньютон ошибался, считая, что хроматической аберрации в линзах избежать невозможно. Ему не довелось испытать призмы, сделанные из различных сортов стекла, на предмет того, будет ли различие в преломлении разных цветов у них одинаковым. Более того, он проигнорировал сообщения от тех, кому довелось это сделать (конь о четырех ногах — и тот спотыкается!).
Разница в степени преломления света на красном и фиолетовом краях спектра определяет степень разброса спектра на заданном расстоянии от призмы. Это дисперсия спектра. У различных сортов стекла дисперсия различна. Так, оптическое стекло флинтгласе (содержащее свинец) имеет дисперсию в два раза большую, чем кронгласе (свинца не содержащий).
Следовательно, можно сделать собирающую линзу из крон-гласса и добавить ее к менее сильной рассеивающей линзе из флинтгласса. Рассеивающая линза из флинтгласса будет нейтрализовать лишь часть собирающего эффекта линзы из кронгласса, но зато она сбалансирует всю дисперсию. В результате мы будем иметь комбинированную линзу, собирающая сила которой будет не так велика, как у одной линзы из кронгласса, но не создающую спектра и не приводящую к сферической аберрации. Это ахроматическая линза (от греческого «бесцветный»). Английский оптик Джон Доллон (1706–1761) создал первый ахроматический телескоп в 1758 году. Хотя он и не устранил этим всех недостатков рефракторов, но сделал практичными умеренно большие телескопы-рефракторы.
Развитие ахроматических линз имело особенно большое значение для микроскопии. Здесь невыгодно было заменять зеркалами линзы и отражением преломление. По этой причине приходилось бороться со смертельной для подробностей хроматической аберрацией еще долгое время после того, как пользователи телескопами от нее избавились.
Усилиями английского оптика Джозефа Джексона Листера (1786–1869) и итальянского астронома Джованни Баттисты Амичи (1786–1863) в начале XIX века в конце концов были разработаны микроскопы с ахроматическими линзами. И только после этого появилась возможность ясно видеть маленькие микроорганизмы, что дало начало процветанию бактериологии.
Линии спектра
Фактически мы не должны думать о солнечном свете как о составленном из нескольких разных цветов, как о смеси из семи пигментов. Солнечный свет — это смесь большого количества составляющих, разделенных очень незначительной разницей в преломляемости. К примеру, красная часть спектра не является однородно красной, а постепенно переходящей в оранжевую.
В радуге и в простом спектре вроде того, что получился у Ньютона, свет кажется непрерывным, как будто в солнечном свете присутствует все возможное бесконечное множество преломляемости.
В пучке света, проходящем в маленькое отверстие в шторе и затем пропущенном сквозь призму, формируется большое количество круглых изображений, каждое из которых дано в виде света определенной преломляемости. Они накладываются друг на друга и сливаются в спектр. Если свет определенной преломляемости отсутствует, соседствующие по всем направлениям изображения перекроют пятно, где должна бы быть недостающая преломляемость, и пустоты не будет видно.
Ситуация может быть исправлена, если пучок лучей света пропустят в узкую щель. Тогда спектр будет состоять из миллиарда изображений щели, каждое из которых лишь слегка будет перекрывать соседнее. В 1802 году английский химик Уильям Хайд Уолластон (1766–1828) увидел в спектре несколько темных линий, представляющих недостающие изображения щели. Но он решил, что они представляют собой линии границ между цветами, и не пошел дальше.
Однако между 1814-м и 1824 годами немецкий оптик Йозеф фон Фраунгофер (1787 — 1826), работая с призмами очень высокого качества, заметил в спектре сотни таких темных линий. Он присвоил наиболее видным из них буквы от А до G и тщательно разметил относительные позиции всех пустот, которые только смог обнаружить. В его честь эти спектральные линии иногда называют линиями Фраунгофера.
