Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

в результате чего возникло впечатление, что огромное количество слабых источников с большим красным смещением вполне удовлетворительно свидетельствует в пользу стационарной космологической теории, все еще отстаиваемой Хойлом в арьергардных стычках. И все же значительное число собранных данных постепенно усиливало убеждение: красные смещения квазаров действительно являются космологическими. Например, ближайший квазар 3C206 вроде бы наблюдался внутри скопления галактик, каждая из которых имела такое же красное смещение, что и эмиссионные линии самого квазара.

По поводу терминологии: термин «квазар» казался поначалу не самым удачным, поскольку уже были идентифицированы квазизвездные галактики и другие не вполне отождествленные претенденты на это название. Кроме того, в результате оптических исследований постепенно выяснилось, что только одна десятая часть квазаров обладает мощным излучением в радиодиапазоне. С 1965 г. Сэндидж начал обнаруживать «радио-тихие квазары». Наименование «квазизвездный объект» является малоинформативным и не несет в себе указаний на то, что оно характеризует только один класс подобных объектов. Сегодня под термином «квазар» обычно понимают источник необычайно высокой энергии, выглядящий как звезда и обладающий большим красным смещением, что свидетельствует о его чрезвычайной удаленности, предположительно по-настоящему «космологической», с учетом всех оттенков, сообщаемых этому слову профессионалами. Подавляющее большинство красных смещений галактик, измеренных с помощью телескопа Шмидта в Паломарской обсерватории, составляло менее 20 процентов. Если красные смещения квазаров действительно свидетельствуют об их чрезвычайной удаленности, то каждый из них должен выплескивать энергию в несколько сотен раз превышающую излучение средней галактики, хотя самая мощная радиогалактика 3С295 обладает сопоставимой светимостью. С учетом замедления расширения Вселенной можно прийти к выводу: наблюдая квазары, мы заглядываем в глубокое прошлое Вселенной, когда ее возраст составлял менее 10 процентов от современного. Это означает, что вне зависимости от степени аморфности Вселенной в момент ее возникновения в указанный период своей истории она уже обладала определенной структурой. И здесь мы наблюдаем своеобразное разделение труда. На долю космологов выпала задача объяснения того, как возникла такая структура. Астрономы же, начиная с этого момента, были вынуждены искать ответы на более конкретные вопросы, связанные с поиском источников энергии квазаров – самых мощных космических объектов.

Как показали радиоисследования 1970‐х и 1980‐х гг., многие квазары обладают в радиодиапазоне двойной структурой, а это типично и для многих радиогалактик. Таким образом, удалось установить, что оптические «звезды», как правило, совпадают с мощными и компактными радиокомпонентами. Излучение квазаров, как выяснилось, часто является частично поляризованным и содержит рентгеновскую составляющую. Кроме того, многие из них меняют свой блеск (как в оптическом, так и в радиодиапазоне), и временная шкала этих изменений составляет порядка одного года. Измерения их угловых размеров, произведенные с помощью РСДБ, дали значение порядка тысячной доли секунды дуги. Это доказало, что, несмотря на огромную светимость квазаров, их размеры примерно в десять тысяч раз меньше, чем поперечник средней галактики. Многие квазары, как оказалось, находятся внутри галактик, и через двадцать лет после открытия объекта 3С273 было показано, что он принадлежит галактике, внешний вид которой схож со многими гигантскими эллиптическими галактиками.

Согласно разработанной теории, квазары являются ядрами галактик. В процессе дальнейшего развития это исследовательское направление сомкнулось с другим, появившимся после открытия, совершенного в обсерватории Маунт-Вилсон Карлом К. Сейфертом (1943). Он обнаружил галактики с ярким компактным ядром и необычным спектром. (Мы уже касались этого вопроса в главе 16.) Сейферт обратил внимание на то, что спектры ядер этих галактик, судя по всему, содержат эмиссионные линии горячего ионизированного газа, изливающегося со скоростью несколько тысяч километров в секунду. Двадцать лет спустя появились оптические детекторы, позволившие более тщательно изучить сейфертовские галактики. Как выяснилось, они тоже меняют свой блеск с течением времени. Позже у них и у квазаров было найдено много других общих свойств. Существуют галактики со свойствами, сходными с сейфертовскими, но с менее активными ядрами, и этому тоже можно найти объяснение. В состав этих так называемых N-галактик входят объекты типа BL Ящерицы – подгруппы, не имеющей ярких эмиссионных линий в спектре. Их назвали лацертиды – именем объекта из созвездия Ящерица (Lacerta), принятого сначала за переменную звезду, но впоследствии идентифицированного с радиоисточником, окруженным эллиптической туманностью. Существует целый класс подобных объектов со сходными свойствами, предположительно являющихся очень необычным типом активных ядер галактик. Изучение галактик с активными ядрами составило новое важное направление в астрономии 1970‐х гг., не исчерпанное и поныне.

Вскоре возникло понимание того, что необычайная яркость квазаров отводит им совершенно особую роль в космологии. Наблюдая далекие галактики, мы видим их такими, какими они были в прошлом. Есть несколько галактик, находящихся от нас на расстоянии более 1200 мегапарсеков, и мы наблюдаем их в том виде, когда свет покинул их около 3,6 миллиарда лет назад. Однако есть квазары, расположенные, судя по всему, более чем в десять раз дальше. Но мы не можем просто поделить расстояние на скорость света, чтобы получить время, за которое свет дошел до нас, поскольку это существенным образом зависит от того, какую космологическую модель мы используем. Однако в целом можно сказать: по мере того как мы заглядываем во все более далекое пространство, объекты, обладающие соответствующим красным смещением, по всей видимости, не увеличиваются в числе так, как следовало бы ожидать. На деле, нам известно только очень малое количество объектов с красным смещением более 350 процентов, которое устанавливает верхнюю границу их возраста, скажем, около 18 миллиардов лет. Это значительная часть возраста Вселенной, приписываемого ей большинством нестационарных моделей. В 1980‐х гг. ее возраст обычно оценивался примерно в 20 миллиардов лет. Но, как уже говорилось, эта величина зависит от того, какую модель мы используем. Вопрос о том, какую из моделей стоит принять, являлся предметом горячих дискуссий в начале 1960‐х гг. К 1965 г. накопилось большое количество данных, склонявших астрономическое сообщество к тому, что Вселенная не заперта в стационарном состоянии, а эволюционирует, но свидетельства пребывания на ранних этапах своего существования в горячей плотной фазе, о чем так долго говорили многие сторонники Большого взрыва, отсутствовали. В 1965 г. доказательство, наконец, появилось, возникнув там, где его не ждали.

Прежде чем рассмотреть этот вопрос, будет полезно обратить внимание на то, что открытие квазаров оказало интересное влияние на отношения, существовавшие между различными направлениями астрономических исследований. За отдельными редкими, но значимыми исключениями (лучшим примером является, пожалуй, Эддингтон), теоретики, занимавшиеся преимущественно релятивистской космологией, всегда рассматривались как представители отдельного научного направления, далекого от традиционных астрономических отраслей. В некоторых кругах не было принято относиться к ним всерьез, в то время как в других местах большинство профессионалов воспринимали их даже как угрозу, особенно когда речь шла о распределении университетских должностей. Их положение существенно улучшилось в 1960‐х гг., и, скорее всего, это стало следствием проблем, возникших в ходе изучения квазаров. Раньше теоретизирование по поводу «Вселенной вообще» считалось чем-то вроде безобидного чудачества, но теперь космологи ощутили острую востребованность, поскольку необходимо было понять, что такое квазары. В ходе следующих десятилетий к их услугам обращались все чаще и чаще, и настало то время, когда все другие астрономические направления были тесно включены в процесс изучения Вселенной как единого целого.

КОСМИЧЕСКОЕ МИКРОВОЛНОВОЕ ФОНОВОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ

История появления новых данных, имеющих отношение к идее расширяющейся Вселенной, начинается где-то в 1930 г. с выходом работы Толмена, посвященной термодинамике и излучению в расширяющемся мире. В 1938 г. Вайцзеккер попытался объяснить происхождение тяжелых элементов из водорода на ранней «сверхзвездной» стадии развития Вселенной,