Мир Знаний

Українські витоки відомого фізика-оптика академіка В.П. Лінника (стр. 3 из 4)

За допомогою інтерферометра Майкельсона вперше була виміряна абсолютна величина довжини світлової хвилі та доведено, що швидкість світла не залежить від руху Землі. Вивчаючи схему зоряного інтерферометра Майкельсона, запропонованого ще наприкінці XIX ст., В.П. Лінник вирішив використати явище, що заважає спостереженням на цьому приладі, — зникнення інтерференційних смуг, які спостерігаються на дифракційному зображенні зорі, під час зміщення її з оптичної осі приладу. Він показав, що це явище може бути дуже корисним, бо дає змогу використовувати зоряний інтерферометр як особливо точний візир на віддалений об'єкт малих розмірів, котрий випромінює світло.

Інтерферометр Лінника тривалий час використовували в Пулковській обсерваторії, а 2001 р. згідно з Постановою Уряду РФ «Про перелік об'єктів історичного та культурного надбання федерального значення, які є в м. Санкт-Петербурзі» до загального переліку був занесений павільйон малого зоряного інтерферометра В.П. Лінника.

Явище інтерференції В.П. Лінник вдало використав і в інших своїх конструкціях астрономічних приладів — в інтерференційному пасажному інструменті, інтерференційному калібрі кута й інтерференційному геліометрі. Він звернув увагу на той факт, що нульова смуга проходить через середину зображення зорі в момент перетинання нею площини симетрії інтерферометра, яка ділить навпіл кут між дзеркалами, що поділяють світловий фронт. На підставі цього явища вчений сконструював інтерференційний пасажний інструмент для реєстрації з особливою точністю моменту проходження зорі через меридіан. В.П. Лінник запропонував також спеціальну оптичну схему для інтерферометра (так званого калібра кута), який дає можливість вимірювати з великою точністю великі кути. Так, наприклад, діаметр Сонця (приблизно 36') удавалося вимірювати за допомогою цього приладу з точністю 0.1" за вимірювальної бази калібра лише 300 мм. Інтерференційний геліометр конструкції В.П. Лінника давав змогу вимірювати кутовий діаметр Сонця з точністю, значно більшою, ніж точність інших тогочасних методів вимірювання.

Велику увагу приділяв В.П. Лінник астрономічним спостереженням, і в цій галузі він розробив цілу низку нових методів дослідження. Наприклад, 1959 р. Володимир Павлович запропонував оригінальний метод отримування інтерференційних реперів на фотознімку спектру, знятого за допомогою безщілинного зоряного спектрографа [16]. Метод полягає в тому, шо використовуються так звані смуги Тальбота, які на знімку служать за спектри порівняння у спектрографах зі щілиною. Наявність інтерференційних реперів, а також розроблена В.П. Лінником методика отримування спектрограм та дослідження їх за допомогою стереокомпаратора усувають помилки визначення довжин хвиль лабораторного джерела світла, виключають накладання спектральних ліній цього джерела на досліджувані лінії та підвищують точність вимірювання зміщення ліній у спектрах зір. Завдяки цьому поліпшуються можливості визначення променевих швидкостей зір. Але ця схема мала один недолік: щоб підвищити точність, треба мати досить тонкі смуги, але в такому разі їх видно багато і вони замивають основний спектр. Тому згодом В.П. Лінник запропонував ще одну ідею для вимірювання доплерівського зміщення, яка давала можливість розширювати спектр зорі [17].

Витвір В.П. Лінника — зенітний коліматор для випробовування зорових труб і для кутових вимірянь під час дослідження інструментів у лабораторних умовах — довго слугував багатьом лабораторіям та оптичним майстерням [18].

Володимир Павлович ще у 1930-ті pp., беручи активну участь у становленні радянської оптичної промисловості, мріяв про розширення можливостей астрономічних приладів [19]. Невдовзі після війни, коли країна ще не встигла відновити зруйноване, академік В.П. Лінник звертається до керівних органів СРСР із пропозицією розпочати розробку дзеркала та механіки для найбільшого у світі телескопа. Після великої попередньої розрахункової роботи й довгих переговорів нарешті 5 березня 1960 р. Рада Міністрів СРСР ухвалила постанову про створення телескопа-рефлектора з головним дзеркалом нечуваних на той час розмірів — 6 м. Основні роботи були доручені Ленінградському оптико-механічному об'єднанню (ЛОМО). Паралельно проводились спеціальні дослідні роботи з вибору місця для телескопа, у результаті довгих пошуків обрали місце поряд з горою Пастухова неподалік станиці Зеленчуцької Карачаєво-Черкеської автономної області, на висоті 2100 м над рівнем моря.

В.П. Лінник, який був на той час головою ради зі створення 6-м телескопа (ВТА), запропонував азимутальне монтування — принципово важливе для успішної роботи велетенського інструмента. В.П. Лінник разом із чл.-кор. АН СРСР О.О. Мельниковим вирішили замінити екваторіальне монтування, коли телескоп під час слідкування за зорею обертається навколо однієї осі (паралельної осі обертання Землі), на монтування, що має дві осі обертання — горизонтальну та вертикальну. Раніше ведення телескопа з азимутальним монтуванням здійснювали вручну, але воно не могло бути точним для великих телескопів. Із розвитком електроніки та появою обчислювальних машин стало можливим автоматично стежити одночасно за двома координатами. Азимутальне монтування має значні переваги у разі великих дзеркал, бо полегшує процес розвантажування головного дзеркала, підвищує жорсткість телескопа, одночасно зменшуючи його розміри.

Крім того, за первісним планом оснащення ВТА передбачалось установити на додаток до комплекту дифракційних спектрографів ще й безщілинний спектрограф Лінника. Телескоп успішно працює вже понад 40 років і залишається одним з найбільш використовуваних інструментів, на якому проводять найсучасніші астрономічні дослідження. У роботі цього телескопа є важлива частка ідей і розробок нашого співвітчизника В.П. Лінника.

Давно відомо, що фактична роздільна здатність великих телескопів набагато нижча за теоретичну. Це пояснюється впливом неоднорідностей атмосфери, які деформують світлову хвилю від зорі. У 1957 р. В.П. Лінник висловив ідею про допоміжне дзеркало телескопа, складене з декількох частин, кожна з яких могла б переміщуватися в невеликих межах перпендикулярно до своєї поверхні. Щоб компенсувати місцеві неоднорідності, можна автоматично зміщувати окремі ділянки дзеркала, використовуючи інтерферометр і декілька фотоелементів, які реєструють освітленість кожної ділянки. У результаті це дасть змогу повністю використати роздільну здатність великих телескопів.

Ця ідея в принципі була не нова, але саме В.П. Лінник запропонував практичні розробки для вирішення давньої проблеми [20]. Ще Ісаак Ньютон у 1704 р. зрозумів, що турбулентність атмосфери впливає на формування зображення. Як повітряні потоки, що підіймаються над нагрітою ділянкою землі, можуть зіпсувати зображення віддаленого об'єкта, саме так сформоване телескопом зображення спотворюють температурні зміни в навколишній атмосфері. З цієї причини світло, яке входить у телескоп, ішло до нього за різними траєкторіями та потрапляє в різні точки вхідної апертури. Розмір зображення та його якість залежать від характеристики просторової турбулентності, яка дорівнює приблизно 10 см у місці зі спокійними атмосферними умовами. Навіть у такому місці роздільна здатність великого телескопа порівнянна з тою, яку дає 10-см телескоп. Простіше кажучи, атмосферна турбулентність діє так, начебто одну велику апертуру телескопа замінили багато апертур малих телескопів розміром приблизно 10 см, причому кожен телескоп неначе трясеться незалежно від інших. І. Ньютон пропонував установлювати телескопи якомога вище в горах, щоб зменшити шар атмосфери; згодом намагалися встановлювати телескопи на літаках, повітряних кулях і стратостатах, нещодавно — на космічних кораблях. Але такі проекти надто дорогі, до того ж кількості «високих» телескопів замало для астрономічних потреб.

У 1953 р. американський астроном Хорас Бебкок (Horace Babcock) запропонував інструмент, який міг би вимірювати в реальному часі атмосферні спотворення та коректувати їх, використовуючи оптичні компоненти, які здатні швидко перебудовуватися. Але довгий час не було технологій, які надавали б можливість реалізувати цю ідею. Пропозиція В.П. Лінника значно просунула конструктивно нову можливість. Саме завдяки його розробкам, виконаним у 1950-х pp., лише тепер, у XXI ст., стало можливим використання телескопів таких конструкцій.

Коли Володимир Павлович вийшов на пенсію, то, відданий прихильності до астрономії, обладнав на своїй дачі в Комарово приватну обсерваторію, де продовжував дослідження з астрономічним інструментарієм, і, нарешті, зміг насолоджуватись астрономічними спостереженнями.

Надзвичайно плідна та цікава наукова доля Володимира Павловича Лінника не може не викликати захоплення і зараз. Устигнути зробити так багато, живучи в такі складні часи, таланить не кожному — лише дуже наполегливим і відданим своїй справі, тим. кому ще в молоді роки запала в душу іскра наукового пошуку. Приємно, що це сталося в Києві...


Література

1.Мельников О.А. Владимир Павлович Линник (К 75-летию со дня рождения и 50-летию научной деятельности) // Успехи физ. наук — 1964.-84(9).

2.Коломийцов Ю.В. Владимир Павлович Линник (К восьмидесятилетию со дня рождения)// Успехи физ. наук — 1969.— 98 (7).

3.Історія Київського університету // За ред. 0.3. Жмудського. — К. Вид-во Київ, ун-ту, 1959.

4.Казанцева Л., Кислюк В. Київське вікно у Всесвіт. — К.: Наш час, 2006.-С. 136-147.

5.Газета «Киевская мысль» — 9 серпня 1914 р.

6.Спогади І.Г. Ільїнського до десятиліття Київського гуртка аматорів астрономії // 3 матеріалів Астрономічного музею АО КНУ.

7.Первая мировая война 1914—1918. Сб. ст. М., 1968.

8.Alma mater — Університет св. Володимира напередодні та в добу Української революції. Матеріали, документи, спогади. / Упоряд. В.А. Короткий, В.І. Ульяновський. — К.: Прайм, 2000. — С. 694, 695.