Текст книги "Галактики. Большой путеводитель по Вселенной"

Представьте, что вы держите призму и проецируете радугу на экран. Если измерить интенсивность света в каждом из цветов, можно обнаружить, что она увеличивается и падает с каждой определенной отметкой, достигая пика около зеленой/желтой отметки, – это «спектр» нашего Солнца: распределение энергии, испускаемой как функция частоты. Мы можем использовать спектр, чтобы узнать о составе и физике Солнца. Но это всего лишь одна звезда; измеряя спектры целых галактик, мы видим комбинированный свет миллиардов звезд, а также газ между ними.

Чтобы измерить астрономические спектры, мы можем использовать и детекторы ПЗС для записи фотонов, но критически важным здесь становится наличие в аппаратном обеспечении дисперсионного элемента. Он может представлять собой призму или, что сегодня встречается чаще, решетку (по сути это набор узких щелей, расположенных близко друг к другу, которые рассеивают свет за счет дифракции при прохождении волн через решетку) или гризму (объективную призму), то есть комбинацию призмы и дифракционной решетки, которая пропускает свет, не смещая его спектр. Каким бы ни был дисперсионный элемент, его цель – разделение света в соответствии с частотами его компонентов, поэтому белый свет или любой диапазон частот, пропущенный фильтром, становится радугой. Это дорого обходится с точки зрения времени, которое необходимо потратить на проведение наблюдений, ведь, когда мы рассеиваем свет, полная энергия в световом пучке распределяется в соответствии с интенсивностью спектра. Подобно маслу, которое мы размазываем по хлебу, в этом случае свет распределяется по большему количеству ПЗС-пикселей, чем если бы он не проходил через дисперсионный элемент. Поэтому в данном случае, как правило, требуется гораздо более длительная экспозиция для получения спектра, чем при простом фотографировании объекта, где весь свет концентрируется на меньшем количестве пикселей.

Одного наличия чувствительной аппаратуры и больших телескопов недостаточно; географическое расположение этих объектов также имеет большое значение, и, поскольку мы постоянно расширяем границы исследований, астрономы предъявляют все более высокие требования к местам, где можно разместить телескопы. Одно из них – скромная гора Серро-Параналь высотой 2000 м в чилийской пустыне Атакама, расположенная примерно в 120 км к югу и вглубь от северного прибрежного города Антофагасты и почти в 1000 км к северу от Сантьяго. Достаточная высота, исключительно засушливые условия, стабильная атмосфера и удаленность делают эту локацию прекрасным местом для астрономических наблюдений. Из Южного полушария можно увидеть Большое и Малое Магеллановы Облака. Эти две карликовые галактики – мало-массивные, относительно слабые и отнесенные к классу нерегулярных – являются спутниками гораздо бо́льшего Млечного Пути и множества известных созвездий, таких как Южный Крест, которые не видны из Северного полушария. Многие интересные галактики, которые мы хотели бы наблюдать, да и в принципе большая часть неба, видны только из Южного полушария, так же как и некоторые галактики видны только из Северного. Вот почему нам нужны телескопы в обоих полушариях – еще одна проблема для наблюдателей, оказавшихся в ловушке на поверхности маленькой сферы.

Паранал – это дом поразительных телескопов VLT Европейской южной обсерватории. В настоящее время только два телескопа Кека на вершине Мауна-Кеа на Большом острове Гавайи (еще одной из ключевых позиций для наземной астрономии) с их 10-метровыми сегментированными зеркалами превышают 8-метровый класс оптических телескопов. На Земле есть телескопы с тарелками, намного превышающими 10 м, но они предназначены для обнаружения фотонов с бо́льшей длиной волны, например радиоволн. Отражающие поверхности радиотелескопов выполняются не из посеребренного стекла, потому что радиоволны легко отражаются другими материалами, такими как бетон или алюминий, к тому же изготавливать из них очень большие тарелки намного проще, чем из стекла. Именно поэтому физические размеры телескопов, которые обнаруживают видимые и ближние инфракрасные фотоны, ограничены.

Магеллановы Облака – это две карликовые галактики, являющиеся спутниками Млечного Пути. Облака названы в честь Фердинанда Магеллана – португальского исследователя. Путешествия привели его в южные широты, где видны эти облакоподобные структуры; до него их уже отмечали в своих трудах европейские исследователи в эпоху позднего Средневековья в XV веке, а до них – персидские астрономы в X веке. А для коренных народов Южного полушария Магеллановы Облака уже несколько тысяч лет являются частью привычной картиныночного неба

Зеркала – или «световые ведра», как мы их называем, – лишь одна из частей телескопа. Телескопы VLT оснащены целым арсеналом оборудования, необходимого для захвата, записи и измерения собранных фотонов, например камерами, спектрографами и измерителями интегрального поля, которые могут улавливать фотоны как с ультрафиолетовой длиной волны (до того, как атмосфера Земли начнет блокировать все, что находится ниже длины волны около 300 нм), так и в ближней инфракрасной области на длине волны около двух микрон. Если телескоп или инструмент, прикрепленный к нему, не назван в честь человека (обычно известного астронома), то он обычно становится известен под какой-либо аббревиатурой – даже космический телескоп «Хаббл», названный в честь астронома Эдвина Хаббла, часто называют просто КТХ. У нас среди прочих есть телескоп VLT Европейской южной обсерватории, оснащенный такими инструментами, как ISAAC (от англ. InЂared Spectrometer and Array Camera – Инфракрасный спектрометр и матричная камера), FLAMES (рус. «пламя»; от англ. Fibre Large Array Multi-Element Spectrograph – Многоэлементный спектрограф с большим массивом волокон), HAWK-I (рус. «ястреб»; от англ. High Acuity Wide field K-band Imager – Широкополосный регистратор K-диапазона с высокой четкостью) и VIMOS (от англ. Visible Multi Object Spectrograph – Мультиобъектный спектрограф видимого света).

Точное описание этих приборов не так уж важно. Я просто выбрал их наугад из длинного списка камер и детекторов, используемых в настоящее время. Дело в том, что на разные вопросы, которые ставит перед собой наука, можно отвечать, используя разные инструменты. Например, мы могли бы создать простое изображение галактики с помощью камеры HAWK-I, оснащенной ПЗС, чувствительным к ближнему инфракрасному излучению. Возможно, мы хотим сделать карту более старых звезд в какой-то галактике. Получив наше изображение, мы сможем использовать инфракрасный спектрометр и матричную камеру ISAAC для измерения спектра ближнего инфракрасного света. Сделать это можно, разместив узкую щель на пути света, исходящего из галактики, – и, следовательно, изолировав его от всего остального света, исходящего от неба, или даже от остальных частей самой галактики. Затем нужно рассеять ближний инфракрасный свет от галактики и разбить его на составляющие – аналогичным образом капли дождя образуют радугу, рассеивая солнечный свет. Это позволит определить, сколько энергии испускается на разных частотах, а подробная форма спектра предоставит информацию о составе звезд и газа и об их относительных движениях в галактике.

Надстройка телескопа, включающая в себя защитный купол, зеркала, распорки, вычислительную инфраструктуру диспетчерского пункта, операторов и даже бетонный постамент, на котором все это находится, – довольно статичный процесс, но самое замечательное в инструментах – то, что их можно заменить на новые, если их предшественники сломались или устарели. Старые инструменты демонтируют, а новые устанавливают в специальные порты, куда направляется свет, собранный основным зеркалом. Он рассеивается в определенную сторону благодаря тщательно спроектированной оптической направляющей. Огромное количество усилий и изобретательности инженеров направлено на разработку новых приборов для телескопов, чтобы удовлетворить постоянно возрастающие потребности науки, которые обычно заключаются в достижении более высокой чувствительности и эффективности приборов и снижении их стоимости. Это вынуждает искать новые решения за пределами астрономии, например в сферах ПЗС-датчиков и оптики. Есть также взаимодействие с областями, работающими, казалось бы, в совершенно другой плоскости, такими как медицина: к примеру, принципы измерения волнового фронта, используемые в адаптивной оптике, могут применяться для компенсации дегенерации желтого пятна в человеческом глазу.

Резиденция астрономов, или отель Residencia, на горе Серро-Параналь действительно необычна. В этом отеле размещаются астрономы и другие сотрудники, работающие в Паранальской обсерватории, и больше всего он напоминает логово злодея из фильмов про Бонда (кстати, именно здесь проходили съемки нескольких эпизодов «Кванта милосердия»). Резиденция расположена в нескольких километрах от телескопов, которые находятся на вершине Серро-Параналь. Геометрический фасад отеля выполнен из бетона и окрашен в такой же красный, марсианский оттенок, как и сама пустыня, ажурный фасад здания оформлен стеклами, но бо́льшая его часть спрятана прямо в теле горы: там находятся комнаты, ресторан, тренажерный зал и офисы. Вход в резиденцию – атриум, больше похожий на каверну, украшенную субтропическими растениями. Главным его украшением стал бассейн, который увлажняет необычайно сухой воздух, а также охлаждает разгорячившихся астрономов. Это невероятное место для работы.

Во время наблюдательной поездки к телескопу VLT я имел честь наблюдать за строительством телескопа VISTA – четырехметрового аппарата вдвое меньше телескопа VLT, и предназначенного только для одной цели: проводить большие наблюдения. Он оборудован огромной цифровой 67-мегапиксельной камерой с зеркальным объективом, которая позволяет сделать снимок неба диаметром 1,65 градуса (около трех диаметров полной Луны). Большая площадь в сочетании с отличной чувствительностью камеры делает VISTA эффективным инструментом для создания больших, глубоких карт неба. Благодаря этому мы можем наблюдать тысячи отдаленных галактик одновременно, что важно для статистических исследований, а также получить представление об их распределении в космосе. VISTA проводит несколько исследований во внегалактическом широком поле (особенно хорошо он обнаруживает крайне далекие галактики), а также, разумеется, и в нашей Галактике.

Но зачем тащить телескопы и оборудование стоимостью в миллионы долларов в одни из самых отдаленных и негостеприимных мест на Земле, собирая в итоге лишь несколько фотонов, слегка освещающих нам космическую историю длиной в 14 млрд лет? Если подумать, количество энергии, которое мы на самом деле собираем из астрономических источников, фантастически мало: энергии, получаемой от галактики, которую я изучаю, в секунду на единицу площади примерно в 1000 раз меньше, чем кинетической энергии одиночной снежинки, упавшей на детектор размером с Великобританию. Галактики играют небольшую роль в нашей жизни. Мы знаем, что Земля круглая, что она – не центр нашей Солнечной системы и что есть и другие планеты. Так действительно ли нам нужно знать, что там, за Млечным Путем, куда мы никогда не отправимся в путешествие? Я бы, конечно, сказал, что да.

То, что мы узнаем о Вселенной, и в самом деле пока не дает такой прямой практической пользы, как, скажем, знание о том, что Земля – это сфера. Однажды люди или, что более вероятно, потомки нашего вида (а может быть, автономные машины для исследования, которые они построят) будут исследовать Галактику более масштабно, но этого, вероятно, не случится в ближайшие сотни или даже тысячи лет. И почти наверняка мы никогда не посетим какую-нибудь другую галактику (хотя и во Млечном Пути есть чем заняться любой цивилизации в течение многих эпох). Исследование ближайших областей Солнечной системы человеком и роботом, безусловно, будет жизненно важно для будущих поколений, будь то колонизация Луны и Марса или горные разработки астероидов для добычи полезных ископаемых. Но зачем тогда утруждаться изучением структуры и прочих вопросов Вселенной за пределами нашей Галактики?

Человечеством движут атавистическое очарование миром природы и желание в мельчайших деталях понять его механизм. Это, в свою очередь, требует понимания Вселенной в целом: ее содержания и эволюции. Когда я смотрю на звезды, мне мало просто восхищаться их деликатной красотой и таинственностью. Я хочу знать, что такое звезды: из чего они сделаны, как рождаются, как далеко находятся. Не знать ответов на эти вопросы, по крайней мере для меня, – то же самое, что наблюдать за грозой и не знать, что такое капля дождя. Астрономия дает ответы на некоторые из наших самых фундаментальных вопросов и рисует более ясную картину природы и нашего места в ней. И хотя вопросы обусловлены только нашим желанием понять, сам по себе научный процесс неоднократно доказывал, что он приводит к открытию новых практических решений проблем реального мира. Хороший пример – разработка беспроводной системы Wi-Fi, которая позволяет компьютерам и другим устройствам обмениваться данными по воздуху. Алгоритмы, обеспечивающие бесперебойную передачу и прием радиосигналов (хоть и с небольшими помехами), стали результатом развития методов обработки сигналов в радиоастрономии. Но я думаю, что на самом деле все сводится к одному: мы не прекратили заниматься астрономией по той же причине, по которой не перестаем заниматься искусством – это просто часть нас.

Что мы знаем

Астрономия – древняя наука. Наши первые шаги были небольшими и медленными, но сегодня мы подобны спринтерам. Внегалактическая астрономия все еще относительно молода как научная дисциплина, и мы познаем все больше нового с удивительной скоростью. Лишь за несколько последних поколений мы поняли, что наша Галактика живет сама по себе, а вне ее во Вселенной существует множество других галактик.

Но, с другой стороны, о гелиоцентричности Солнечной системы мы знаем уже почти полтысячелетия. Давайте начнем с небольшого исторического экскурса, который погрузит нас в процесс возникновения исследований эволюции Галактики.

В геоцентрических и ранних гелиоцентрических моделях, которые помещали Землю и Солнце в центр Вселенной, звезды не считались трехмерными объектами, распределенными в пространстве. Скорее, их представляли «зафиксированными» на небесной сфере, прямо за планетами. В конце XVIII века брат и сестра Гершели – Уильям и Каролина – искали доказательства регулярности распределения звезд, подсчитывая их количество на разных участках неба. Они обнаружили, что количество уменьшается по мере удаления от Солнца, и пришли к выводу, что Солнце является центром Вселенной. Однако в наблюдениях Гершеля не учитывалась эта противная, все затемняющая межзвездная пыль, которой, как мы теперь знаем, особенно много возле центра Галактики и которая маскирует истинное количество звезд. Это пример того, насколько современные для того времени измерительные приборы и методы наблюдения не подходили для ответов на возникшие вопросы.

Первое и довольно предсказуемое предположение о том, что мы живем в отдельной галактике, а Солнце и Земля – лишь ее второстепенные компоненты, было сделано английским астрономом Томасом Райтом из Дарема, который в 1750 году опубликовал свой трактат «Оригинальная теория, или Новая гипотеза Вселенной». В этой работе он утверждал, что полоса на небе под названием Млечный Путь видна по той причине, что мы живем в сплюснутом диске звезд. Он даже предположил (ну, или как минимум упомянул), что «облачные пятна», то есть некоторые туманности на небе, – это внешние системы, расположенные крайне далеко от диска. Несколько лет спустя эту идею развил философ Иммануил Кант. О концепции Райта известно главным образом именно благодаря использованию ее Кантом как идеи «островной Вселенной» – такой термин использовал философ при изложении гипотезы о том, что «спиральные туманности» – это другие, далекие галактики.

Даже в 1920-е годы еще бушевали споры об истинной природе спиральных туманностей и размерах Вселенной. «Большой спор» между Харлоу Шепли и Гебер Кертис в 1920 году – яркая иллюстрация того периода. Шепли приводил доводы в пользу того, что Млечный Путь – это и есть вся Вселенная, пространство которой пронизано звездами, газом и пылью. По его мнению, спиральные туманности были частью этой всеобъемлющей звездной системы. Кертис, в свою очередь, защищал модель островной Вселенной, где космос представлялся огромным пространством, а галактики – отдельными скоплениями звезд, разделенные гигантскими расстояниями. В сущности, именно невероятно большие расстояния между Млечным Путем и другими спиральными туманностями стали причиной скептического отношения к островной модели.

На этом широкоформатном снимке, заполненном звездами нашей Галактики, видна туманность Андромеды. Для человеческого глаза галактика Андромеда – всего лишь нечеткое пятно слабого света среди других звезд, и прежде, даже при наблюдениях с телескопом, считалось, что эта спиральная туманность и другие, ей подобные, являются частью Млечного Пути. В конце концов, Млечный Путь содержит туманные области, такие как туманность Ориона, и множество других экзотических объектов вроде шаровых скоплений; так почему же Андромеда должна быть чем-то другим? Однако когда по итогам наблюдений за цефеидами удалось определить расстояние до Андромеды и других близлежащих галактик, стало ясно, что все они – внешние системы, отделенные от нас безбрежным пространством. Это облачное пятно находится от нас примерно в миллион раз дальше, чем звезды, которые его «окружают» на небе

В конце концов, было доказано, что модель островной Вселенной верна. Теперь мы видим, что наша Галактика и в самом деле не находится в центре Вселенной: это всего лишь одно из миллиардов звездных скоплений, причем галактики разделены расстояниями, намного превышающими их размер. Но как мы поняли это эмпирически?

Основное доказательство было получено позже, в 1920-х годах, когда астрономы изучали особый тип звезды в спиральной туманности в созвездии Андромеды. Этот объект также известен как M31, поскольку он был записан под номером 31 в каталоге туманностей и звездных скоплений, составленном в XVIII веке астрономом Шарлем Мессье. В безлунную ясную ночь M31, или галактику Андромеда, можно увидеть в бинокль или даже невооруженным глазом как вытянутое пятно слабого света. Находящиеся в этой галактике пульсирующие переменные звезды – цефеиды – отличаются от большинства других звезд тем, что они пульсируют с изменением светимости, увеличиваясь примерно в два раза в течение регулярного цикла. Цефеиды названы в честь дельты Цефея – четвертой по яркости звезды в созвездии Цефея и одной из первых в своем роде, обнаруженной в XVIII веке.

Цефеиды пульсируют, потому что эти звезды расширяются и сжимаются. Непрозрачность газа в фотосфере звезды (внешних слоях газа) определяет, сколько света, генерируемого ядерным синтезом в ядре, может фактически уйти от звезды, а не отразиться от газа через газ в процессе поглощения и переиз-лучения. Непрозрачность фотосферы связана с давлением газа: во время цикла расширения и сжатия происходит систематическое изменение плотности газа, давления и, следовательно, общего количества испускаемых фотонов. То, что мы видим, – это регулярное изменение светимости цефеиды, когда она становится то ярче, то тусклее.

Типичная продолжительность цикла пульсации цефеиды чрезвычайно коротка в астрономических терминах. На самом деле эти изменения вполне можно соотносить с человеческой шкалой времени: они могут длиться от нескольких дней до нескольких недель. Если вам интересно, то поэкспериментировать можно даже с помощью небольшого телескопа, измеряя яркость цефеид от ночи к ночи и отслеживая их световые колебания. Пожалуй, в Северном полушарии проще всего наблюдать за одной из самых известных цефеид – Полярной звездой.

Не так давно было установлено, что цикл цефеиды дает очень полезную корреляцию: существует тесная связь между длиной цикла пульсации отдельной звезды (временем между пиками яркости) и ее средней светимостью. Цефеиды с более длинными периодами ярче своих «коллег» с более короткими. Это открытие сделала американский астроном Генриетта Суон Ливитт, которая опубликовала свои наблюдения за цефеидами Большого Магелланова Облака в 1912 году.

Почему соотношение «период – светимость» так полезно для нас? Если мы знаем внутреннюю яркость объекта (общее количество энергии, которое он излучает каждую секунду), то можем сравнить эти показатели с его видимой яркостью на небе (потоком, который мы измеряем с помощью телескопа) и таким образом определить, как далеко он находится. Так как наблюдаемая яркость источника падает согласно хорошо известному закону обратных квадратов, если у вас есть данные о внутренней светимости объекта, то есть об общем количестве выделяемой энергии, вы можете, основываясь на законе обратных квадратов, посчитать расстояние до них. Примерно в то же время, когда Генриетта Суон Ливитт сделала свое открытие, датский астроном Эйнар Герцшпрунг откалибровал отношение периодичности к свету, используя расстояния до цефеид в Млечном Пути, для которых он измерил параллакс, связав тем самым технику определения расстояния до цефеид с техникой измерения независимого расстояния. Точное измерение физических расстояний – одна из самых сложных проблем в астрономии, и поэтому мы называем небесные тела вроде цефеид стандартными свечами, потому что они представляют собой объекты, светимость которых хорошо откалибрована.

Эдвин Хаббл и Милтон Хьюмасон обнаружили, что цефеиды в M31 расположены на чрезвычайно большом расстоянии от нас и должны лежать далеко за пределами Млечного Пути. Открытие этих далеких цефеид стало значительным аргументом в спорах об островной Вселенной. M31, безусловно, находится за пределами Млечного Пути – и при этом на очень большом расстоянии от нашей Галактики. Если правильно настроить изображение, позволяющее уловить слабое излучение протяженного звездного диска галактики, то можно заметить, что с точки зрения размещения на небе M31 больше, чем полная Луна. На самом же деле она находится примерно в миллион раз дальше, чем ближайшая звезда. Если бы звездный диск Млечного Пути уместился на трассе кольцевой автомобильной дороги вокруг Лондона, Андромеда оказалась бы где-нибудь под Москвой. Так мы открываем для себя внегалактическую астрономию, точнее, исследования в этой сфере. Смотря на самые глубокие оптические изображения М31 и учитывая все, что мы знаем о внешних галактиках, сейчас кажется очевидным, что эта туманность – автономная и далекая звездная система. Однако это было совсем не так очевидно в прошлом, и нельзя недооценивать, насколько важен этот прорыв в нашем понимании Вселенной. Как и со всеми теориями и моделями Вселенной, прошлыми и современными, мы постоянно стремимся эмпирически проверить, подтвердить и опровергнуть наши гипотезы независимо от того, что говорит нам внутренний инстинкт.

Когда астрономы начали исследовать все больше ближайших галактик – те из них, что расположены достаточно близко к Млечному Пути и, соответственно, достаточно ярки, чтобы их можно было обнаружить с помощью телескопов начала XX века, – было открыто еще более удивительное явление. Оказалось, что свет от далеких галактик более красный, чем ожидалось. И я говорю не о смутной разнице в оттенках: весь свет, излучаемый далекой галактикой, систематически сдвигался к более длинным, то есть более красным, волнам. Отчетливее всего этот эффект проявляется в спектрах галактик, являющихся астрономическим эквивалентом отпечатков пальцев.

Сила спектроскопии

Спектр – это просто измерение количества энергии, излучаемой светящимся объектом, будь то пламя свечи или галактика, на разных длинах волн (или, что то же самое, частотах) света. Например, если мы возьмем свет от Солнца и разделим его через призму, то обнаружим радугу – характерный «континуум» света – с интенсивностью, которая достигает пика на длине волны около 500 нм, что соответствует желтоватому свету. Солнце испускает излучение, которое не входит в видимую для человека часть спектра, подобно ультрафиолету и инфракрасному излучению, но здесь оно слабее. Спектр тоже не совсем гладкий. Яркая непрерывная эмиссия отличается тысячами темных пятен на определенных длинах волн – это линии поглощения, вызванные особыми элементами на Солнце, которые поглощают фотоны очень специфической энергии (и, следовательно, очень специфических частот). Эти темные линии называются линиями Фраунгофера в честь немецкого оптика XIX века Йозефа фон Фраунгофера.

Этот УФ-снимок, сделанный спутником GALEX, дал нам более четкое представление о галактике Андромеда, также известной как М31. На изображении видна сложная структура галактики со спиральными рукавами, окружающими ее центр. M31 мало чем отличается от Млечного Пути. Телескопы, чувствительные к ультрафиолетовым фотонам, могут обнаружить излучение молодых массивных звезд, которые распространены в богатых газом дисках спиральных галактик, где формируются новые звезды, – именно поэтому на снимке видны спиральные рукава. Ультрафиолетовый свет не может пройти через атмосферу Земли, поэтому такие наблюдения должны вестись из космоса

Фраунгофер был, по сути, пионером в области астрономической спектроскопии – не удивительно, что линии солнечного поглощения названы в его честь. При определенных условиях некоторые элементы могут также излучать, а не поглощать фотоны определенной энергии. Они называются линиями эмиссии, или излучения, и выглядят как яркие пятна или всплески в спектре. Если насыпать немного соли в пламя, можно заметить, что оно внезапно станет ярко-желтым: так происходит потому, что при разрушении соли натрий в ней ионизируется, так как энергии пламени хватает для удаления электрона из ядра атома натрия. Когда электрон вернется к своему атому (или, что более вероятно, соединится с другим атомом, который также потерял электрон), энергия, которая ушла на его удаление, высвободится. Поскольку это очень специфическое изменение энергии (квантовая механика говорит нам, что различные возможные уровни энергии в атомах дискретны), оно соответствует и очень специфическому цвету. В случае натрия длина волны испускаемого света составляет ровно 589,3 нм. Именно она дает натриевым фонарям их характерный желтый цвет. Если взглянуть на спектр света уличного натриевого фонаря, можно заметить, что бо́льшая часть света излучается одним из пиков этих эмиссионных линий. Как видите, мы можем использовать спектр не только для изучения звезд или галактик, но линии эмиссии и поглощения открывают и их химический состав.

Из лабораторных испытаний, которые проводятся здесь, на Земле, и из атомной теории мы знаем точные длины волн линий эмиссии и поглощения, создаваемых всеми различными элементами. Их можно сопоставить с линиями излучения и поглощения, наблюдаемыми в звездах и газе ближайших и далеких галактик. Измеряя спектры последних, мы обнаруживаем, что все спектральные особенности систематически сдвигаются вдоль шкалы по длине волны, но относительное расстояние между отдельными линиями излучения и поглощения в спектре остается таким же, как если бы измерения проводились на Земле.

Например, общая линия эмиссии в галактиках называется H-альфа (водородом-альфа) – это одна из линий излучения, испускаемых ионизированным газом вблизи новых звезд, которые мы обсуждали в первой главе. H-альфа – основная спектральная линия в бальмеровской серии линий эмиссии водорода, которая включает H-альфа, – бета, – гамма и т. д. Напомним, что при попадании на атом водорода фотона с нужной энергией электрон может сбежать с орбиты ядра; в этом случае мы говорим, что атом ионизирован. Когда электрон рекомбинируется и восстанавливает свой первоначальный уровень энергии, высвобождается фотон. H-альфа-свет при измерении на Земле имеет длину волны около 650 нм, но мы можем измерить H-альфа в некоторой отдаленной галактике и обнаружить, что длина его волны приближается к двум микронам. Мы знаем, что это – H-альфа, а не какая-то другая линия, так как на это указывает ее положение относительно других линий эмиссии и спектральных характеристик, служащих своего рода идентификацией типа штрих-кода. Тогда в чем дело? Явно не в том, что фундаментальная физика, контролирующая испускание этих фотонов, варьируется от галактики к галактике.

Этот эффект называется красным смещением. Его можно рассматривать как свет, меняющийся аналогично высоте звука сирены на полицейской машине, проезжающей мимо вас (это называется эффектом Доплера). Если бы вы сидели в полицейской машине, то не услышали бы это изменение, потому что находились бы в той же «системе отсчета», что и сирена. Тот же подход применим и здесь. Если бы мы посетили эту далекую галактику, оказавшись в ее «системе отсчета», или, что эквивалентно, перестали бы двигаться относительно нее, то могли бы измерить линию H-альфа на длине волны «системы покоя» – она оказалась бы той же длины, что и волна, которую мы измеряли в лаборатории здесь, на Земле.

Но что если мы не находимся в «системе отчета» этой галактики? С нашей точки зрения – из нашей «системы отсчета», – если далекая галактика движется от нас, то, аналогично изменению тона полицейской сирены, мы измеряем свет, излучаемый этой галактикой, как систематически смещенный на более длинные волны. Общий вид спектра этой галактики не меняется, потому что весь газ, звезды и пыль в ней работают более или менее в тандеме. Все краснеет только для нас. Конечно, если бы источник излучения двигался по направлению к нам, то свет был бы смещен на более короткие длины волн, то есть был бы синим. Красное смещение измеряется через отношение наблюдаемой длины волны (или частоты) «системы покоя» света. Таким образом, красное смещение может быть связано со скоростью галактики относительно Земли вдоль линии нашего обзора.

Теперь мы подходим к моменту, который действительно ознаменовал начало эпохи внегалактической астрономии и того, что сейчас мы называем «наблюдательная космология». Эдвин Хаббл, работавший в знаменитой обсерватории Маунт-Вилсон, взял красные смещения нескольких галактик, которые ранее измерялись часто забываемым астрономом Весто Слайфером. Хаббл и Хьюмасон собрали расстояния от переменных наблюдений цефеиды этих галактик, для которых Слайфер измерил красные смещения, и при сравнении красных смещений и расстояний обнаружили корреляцию: в целом, более отдаленные галактики имели бо́льшие красные смещения. Фактически большинство внешних галактик имели положительные красные смещения, и только некоторые из них – голубые. В 1929 году Хаббл опубликовал работу с описанием этого открытия.