Крис Импи - Чудовища доктора Эйнштейна [litres]

Через 50 лет Мартен Шмидт вспоминал момент открытия: «Я стал интерпретировать находку как космологическое красное смещение – потому что это был очень яркий объект в небе, как оказалось, с очень высокой светимостью. Что примечательно, потому что объект был несопоставимо ярче обычных галактик, даже самых больших. Итак, у вас есть нечто далеко во Вселенной, оно ярче целой галактики и выглядит как звезда. Это было ошеломляюще» [123](илл. 21).

Благодаря находке Шмидта Гринстейн вспомнил о спектре 3С 48 и быстро опознал линии обычных химических элементов, более чем дважды смещенные в красную область – на 37 % [124]. Объект 3С 273 оказался удален на 2 млрд световых лет, а 3С 48 – на 4,5 млрд световых лет, его свет рождался, когда Земля только формировалась, и с тех пор летел сквозь космос. Оба объекта меньше Солнечной системы, но излучают в 100 раз больше света, чем целая галактика. Мартен Шмидт предложил новый термин для обозначения этого экстраординарного класса объектов – квазизвездный радиоисточник, или квазар.

Поскольку основная работа велась в Лос-Анджелесе (Пасадену давно поглотил растущий город), мы будем использовать мегаполис в качестве аналогии. Представьте, что ночью вы пролетаете высоко в небе над Лос-Анджелесом на вертолете. В городе с населением около 10 млн человек, где на каждого жителя приходится примерно десять источников света от домов, улиц и машин, получаем в сумме около 100 млн огней (для простоты я округлил числа до ближайших порядков). Если бы Лос-Анджелес был галактикой, каждый источник света представлял бы примерно 1000 звезд. Представьте теперь, что в деловом центре Лос-Анджелеса есть одиночный источник, сияющий в несколько сот раз ярче, чем весь город, хотя размером он всего несколько сантиметров – не больше любого из отдельных огней. Если бы мы могли подняться высоко над Землей и город оказался бы в тысячах километров под нами, мощный источник света в его центре оставался бы видимым долгое время после того, как отдельные огни исчезли из виду. Если смотреть на галактику из огромной дали Вселенной, она может оказаться слишком маленькой, тусклой, едва заметной, но ее яркое ядро ослепительно сверкает. Это квазар.

Самое поразительное свойство квазаров – сильное красное смещение, указывающее на большое удаление и высокую светимость. Расширение Вселенной растягивает волны движущихся в ней фотонов – этот эффект называется космологическим красным смещением [125]. Красное смещение, обозначаемое буквой z , определяется по формуле 1 + z = R o/ R e, где R o – размер Вселенной (или расстояние между любыми двумя точками пространства) на момент, когда наблюдается свет объекта, а R e – размер Вселенной (или расстояние между любыми двумя точками пространства, поскольку все пространство расширяется одинаково) на момент, когда этот свет был излучен. Точно таким же является соотношение для излучения, 1 + z = ? о/ ? е, где ? о – растянутая или смещенная в красную область спектра длина волны фотона, который мы сейчас наблюдаем в телескоп, а ? е – длина волны этого фотона в момент его первоначального появления.

Чем дальше галактика, тем быстрее она улетает от нас, в действительности любая галактика удаляется от любой другой галактики [126]. Это наблюдение, сделанное Эдвином Хабблом в 1929 г., привело к идее расширяющейся Вселенной. Если красное смещение невелико, оно примерно равно скорости удаления в долях скорости света [127]. До открытия квазаров самым далеким известным объектом была галактика в скоплении Гидры с красным смещением z = 0,2. Через два года Мартен Шмидт зарегистрировал новое красное смещение – квазар 3С 9 [128]с z = 2,0, удаляющийся со скоростью 80 % от световой. Свет, который мы видим сейчас, был излучен, когда Вселенная была в четыре раза моложе, чем сейчас (илл. 22). Поскольку дальний свет – это древний свет, астрономы используют далекие объекты как «машины времени». Квазары – это зонды для изучения далекой и древней Вселенной.

Поначалу поиск квазаров был трудным делом. Чтобы точно их локализовать, радиоастрономам приходилось заниматься долгой монотонной работой. Типичный день за телескопом состоял из двух 12-часовых смен, поскольку радиоволны хорошо регистрируются как днем, так и ночью. Нужно было проверить и перепроверить множество электрических соединений в аппаратной. Подключения подавали сигналы от разных телескопов или элементов решетки антенн на коррелятор, и только эксперт мог разобраться в этих хитросплетениях. Вычислительные машины только появились, сигналы записывались в аналоговой форме на магнитную ленту. Штатные сотрудники в течение всего дня должны были следить за магнитофонными деками и менять бобины, чтобы лента не закончилась. Затем данные вводили в большую ЭВМ с помощью перфокарт и видели, как меняется сила радиосигнала по мере движения источника по небу, после чего соединяли эти данные с точными измерениями времени для расчета местоположения. Для точного вычисления только одной позиции требовались долгие дни и бесконечные замеры.