Читать онлайн «Проклятые вопросы». Страница 26

В 1963 году американский астрофизик М. Шмидт, пытаясь выявить какую-либо закономерность в положении спектральных линий одного из квазаров, обнаружил, что их можно сопоставить с известными спектральными линиями атомов водорода. Но при этом надо допустить, что все они сдвинуты в красную сторону спектра. Причина? В свете хаббловского мировоззрения это может происходить вследствие быстрого удаления квазара от Земли.

Простые вычисления показали, что скорость удаления этого квазара составляет 48 тысяч километров в секунду. Скорость, соответствующая значению Z = 0,158. Это один из близких к нам квазаров.

Правильность предположения подкреплялась тем, что Шмидту удалось отождествить и ряд других линий в спектре этого квазара со спектрами различных химических элементов.

Теперь известно, что квазары излучают электромагнитные волны в широчайшем диапазоне, включающем радиоволны, с одной стороны, и ультрафиолетовые волны — с другой стороны. Более того, аппаратура, установленная на искусственных спутниках Земли, зафиксировала ещё более коротковолновое излучение некоторых квазаров, простирающееся вплоть до диапазона гамма-лучей.

Теория, которая могла бы описать природу квазаров и процессы, обеспечивающие пополнение колоссальных потоков энергии, излучаемой ими в течение длительного времени, ещё не разработана. Известно лишь, что они излучают не меньше энергии, чем миллиарды Солнц, а их размеры не превышают размера Солнечной системы. Неудивительно, что мысли учёных в поисках объяснения обратились к другой космической тайне наших дней, к чёрным дырам. Не может ли быть, что в центре квазара расположена огромная чёрная дыра или даже несколько чёрных дыр? Ведь они обладают огромной массой и пополняют свою энергию, притягивая звёзды из окружающего пространства. Необычно большие гравитационные силы, исходящие из чёрной дыры, разрушают приближающиеся к ней звёзды. При этом возникает интенсивное излучение электромагнитных волн во всём диапазоне: от радиоволн до самого коротковолнового гамма-излучения. Картина, нарисованная воображением учёных, подходила к реальным наблюдениям.

Конечно, эта гипотеза привлекла к себе пристальное внимание. Она взволновала астрофизиков.

Вскоре были изучены спектры многих квазаров и обнаружена отчётливая закономерность: если отобрать ряд квазаров с одинаковой светимостью, то их количество растёт вместе с ростом Z, то есть вместе с расстоянием до них. Для квазаров с большей светимостью этот рост заметен сильнеё, чем для квазаров с малой светимостью. Но при значении Z порядка 2,1 количество квазаров начинает падать. Самый далёкий из обнаруженных квазаров имеет Z = 4,43. Свет, приходящий к нам от этого квазара, был послан им в чрезвычайно отдалённое время, когда после Большого взрыва прошло «только» 2 миллиарда лет, а диаметр Вселенной составлял лишь 18 процентов современного значения.

Удивительно, что не найдено ни одного квазара, находящегося более далеко, хотя чувствительность современных крупных телескопов, оснащённых электроникой, такова, что при их помощи можно было бы наблюдать квазары с Z = 6.

Это значит, что квазары видны в ограниченном слое мирового пространства: между Z = 0,15 и Z = 4,5. Причём для Z, превосходящих 3, количество их быстро уменьшается.

Причина ещё не установлена. Не исключено, что для объяснения этого факта учёным придётся пойти на крайность, пересмотреть теорию эволюции Вселенной.

Внимательное изучение спектров наиболее удалённых квазаров показало, что в них спектральные линии, отождествлённые Шмидтом, сместились за пределы спектра, видимого глазом, уйдя в область невидимых инфракрасных волн.

Вместо них в видимом участке спектра появились новые широкие спектральные линии. Что это за линии? Какая тайна скрывается за ними? Астрономы обратились за советом к физикам. Вскоре неопознанные линии удалось отождествить с наиболее яркой спектральной линией, наблюдаемой в лабораториях в невидимой глазом ультрафиолетовой части спектра атомов водорода. Она принадлежит к серии спектральных линий, открытых в 1906 году американским физиком Т. Лайманом. Это событие не заметили. Никому и в голову не пришло, что открытие зазвучит во весь голос в конце века.

Теперь пора познакомиться с Лайманом. Теодор Лайман родился в 1874 году в США в городе Бостоне. Ему было двадцать три года, когда он окончил знаменитый Гарвардский университет. Работая в этом же университете, он открыл серию спектральных линий водорода, лежащих в далёкой ультрафиолетовой области спектра. Физики назвали эту серию именем Лаймана. Спектральные линии Лаймана возникают чаще всего в газах при небольших давлениях, когда атомы газа редко сталкиваются друг с другом. Что ж, учёные, работающие в области спектрального анализа, приняли это к сведению.

Изучение спектральных линий началось в 1817 году, когда немецкий физик И. Фраунгофер заметил в спектре Солнца отдельные узкие линии, выглядевшие тёмными на ярком фоне солнечного спектра. В 1834 году англичанин Ф. Тальбот объяснил: «Когда в спектре пламени появляются какие-нибудь определённые линии, они характеризуют металл, содержащийся в пламени». В 1859 году Г. Кирхгоф и Р. Бунзен создали метод спектрального анализа. Он дал науке огромные возможности: судить по спектральным линиям о наличии в исследуемом веществе или объекте определённых химических элементов. Этот метод плодотворно используется и в промышленности, и при лабораторных исследованиях, и при изучении космических объектов.

Особое звучание исследование спектров получило в 1870 году, когда Дж. Стони заметил, что три спектральные линии в спектре Солнца соответствуют трём спектральным линиям спектра атомов водорода и что длины волн этих линий относятся между собой как определённые целые числа.

Через пятнадцать лет швейцарский физик и математик И. Бальмер обнаружил важное обстоятельство: закономерность, замеченная Стони, есть частный случай более общего закона. Он нашёл, что длины волн всех видимых спектральных линий водорода могут быть связаны простой формулой. Нужно лишь приписывать некоторой переменной величине, входящей в эту формулу, целочисленные значения от трёх и больше. Эти спектральные линии водорода теперь называют спектральной серией Бальмера.

Закономерности, вскрытые Бальмером, Лайманом и другими физиками в спектре атомов водорода, стали экспериментальной основой, на которой Нильс Бор возвёл первый этаж величественного здания квантовой физики. Он построил модель атома водорода, поставив этим на твёрдую основу резерфордовскую планетарную модель атома. Недаром физики в шутку говорят: атом Бора — это не атом химического элемента бора, а атом водорода.

Потребовались годы коллективных усилий, прежде чем учёным удалось выявить закономерности, определяющие строение других атомов, более сложных, чем атом водорода. Когда же это было сделано, спектральный анализ получил возможность идентифицировать каждый из химических элементов и их ионов, а позже и изучать строение молекул. Он стал надёжным орудием физиков, химиков, астрофизиков, геологов, металлургов и специалистов других областей науки и техники. Приближалось время, когда должна была сделать свой вклад в космологию и «серия Лаймана».

Именно такую серию, сдвинутую красным смещением, опознал в 1963 году Шмидт в спектре одного из квазаров, дав мощный толчок исследованиям этих таинственных объектов. Серию Лаймана в спектрах небесных тел нельзя наблюдать с поверхности Земли. Дело в том, что ультрафиолетовый участок спектра полностью поглощается атмосферой, главным образом слоем озона, возникающим в верхних слоях атмосферы под воздействием солнечного излучения.

Итак, в спектрах далёких квазаров, для которых красное смещение превосходит Z = 2, ультрафиолетовые спектральные линии водорода, открытые Лайманом, перемещаются в видимый диапазон. Самую яркую из них по традиции обозначают греческой буквой альфа.

В 1971 году неожиданно оказалось, что в спектрах многих квазаров с коротковолновой стороны от широкой яркой линии альфа Лаймана видны узкие тёмные спектральные линии, подобные линиям, открытым Фраунгофером в спектре Солнца. Такие линии возникают, когда свет яркого источника проходит сквозь слои более холодных газов. Атомы холодного газа поглощают свет волн точно той длины, которые они испускают, будучи нагретыми.

Это открытие, как часто бывает, не привлекло сразу внимания учёных. Потребовалось значительное улучшение качества электронной аппаратуры, применяемой астрономами для исследования спектров слабых источников. В строй вступили новые схемы, способные регистрировать приход единичных фотонов.

Систематические исследования спектральных линий поглощения, сопровождающих альфу Лаймана, были начаты в 1980 году американскими учёными под руководством В. Сарджента. Они увидели, что в коротковолновой окрестности линии альфа Лаймана простирается область непрерывного излучения, прорезанная десятком узких линий поглощения. Прибор нарисовал кривую, которая выглядит как еловый лес, отражающийся в водной глади: ели стоят сплошной стеной, а их вершины кажутся расположенными внизу. Сбоку на этой картине возвышается высокой и широкой вершиной изображение альфы Лаймана.