В 1950-е годы радиоастрономия (наука об электромагнитном излучении астрономических объектов на длинах более сантиметра) только зарождалась. В те годы лишь начиналось картографирование неба при помощи радиотелескопов. Было непросто определить, какие астрономические объекты являются источниками наблюдаемых радиоволн, поскольку радиотелескопы не давали достаточного разрешения, которое бы позволило точно локализовать радиоисточник в небе. То есть телескоп мог указать положение радиоисточника с точностью примерно до градуса, и было совершенно неочевидно, какая из тысяч звезд и галактик, расположенных в этом регионе неба, излучает радиоволны.

Самые лучшие радиокарты неба в то время были сделаны в Англии; радиоастрономы из Кембриджского университета, занимавшиеся этой работой, опубликовали несколько каталогов с радиоисточниками, которые нашли на этих картах. Наша история начинается с 273-й записи в третьем кембриджском каталоге, лаконично названной 3С 273. Оказалось, что путь Луны на небе случайно пересекает 3C 273, и, аккуратно зафиксировав, когда именно радиоисточник исчезает за Луной, астрономы смогли локализовать его с исключительной точностью. Затем астрономы сфотографировали эту область неба в видимом свете, чтобы посмотреть, что же за объект излучает радиоволны. К их удивлению, объект 3C 273 напоминал звезду – слишком тусклую, поэтому незаметную невооруженным глазом, но, определенно, объект был достаточно ярок, чтобы без проблем изучать его при помощи крупнейшего оптического телескопа в мире. Это был 200-дюймовый (5,08 м) телескоп Хейла Паломарской обсерватории.

Мартен Шмидт, молодой профессор из Калифорнийского технологического института в Пасадене, осознавал: чтобы выяснить, что это за звезда, нужно измерить ее спектр. Он получил этот спектр при помощи пятиметрового телескопа в 1963 году, но, изучив данные, так и не понял, что перед ним.

Он видел серию очень широких эмиссионных линий, длины которых не соответствовали никаким известным атомам. Сначала он подумал, что это может быть какая-то крайне необычная карликовая звезда, но потом его осенило. Он понял, что перед ним – обычные эмиссионные линии водорода из серии Бальмера, образующие характерный узор, хорошо известный по изучению других звезд. Однако эти линии находились не в том волновом диапазоне, где положено, а были все как одна сдвинуты в красную область спектра на ошеломительные 16 % (рис. 16.1). Таким образом, длины волн у всех составляющих этого спектра были на 16 % больше, чем при бальмеровских переходах, наблюдаемых в лабораторных условиях на Земле.

Рис. 16.1. Спектр квазара 3C 273. В эмиссионном спектре наиболее заметны линии водорода из серии Бальмера, как показано на рисунке. В каждом случае проведена стрелка от значения длины волны в системе покоя к наблюдаемому значению длины волны. Во всех этих случаях фиксируется красное смещение на 15,8 %. Также в спектре присутствуют эмиссионные линии кислорода, гелия, железа и других элементов. Иллюстрация предоставлена: Майкл Стросс, по данным, полученным на «Нью Текнолоджи Телескоп» в Ла-Силья, Чили; M. Türler et al. 2006, Astronomy and Astrophysics 451: L1–L4, http://isdc.unige.ch/3c273/#emmi, http://casswww.ucsd.edu/archive/public/tutorial/images/3C273z.gif

Могло ли такое красное смещение быть связано с расширением Вселенной? Такое огромное красное смещение соответствует (исходя из современного значения постоянной Хаббла) расстоянию примерно в 2 миллиарда световых лет. На тот момент уже были известны некоторые галактики, обладавшие подобными большими значениями красного смещения, но они были невероятно тусклыми, рассматривать такие объекты можно было лишь на пределе возможности телескопов. Но 3C 273 был в несколько сотен раз ярче, чем такие тусклые и размытые галактики. Более того, он походил на звезду, то есть на яркую точку, и не был вытянут подобно галактике. Оставались две возможные интерпретации: (1) может быть, до этого объекта гораздо меньше 2 миллиардов световых лет – возможно, он находится даже в пределах нашей Галактики – и его красное смещение никак не связано с расширением Вселенной либо (2) этот объект обладает колоссальной светимостью. Согласно закону обратных квадратов, если объект 3C 273 действительно удален от нас на 2 миллиарда световых лет, то он может быть таким ярким, лишь если в сотни раз превосходит по светимости целую галактику с 1011 звезд!

Мартен Шмидт рассказал о своем открытии коллеге Джесси Гринстейну. Оказалось, что Гринстейн измерял спектр другого радиоисточника 3C 48; тогда Джесси сразу понял, что два этих объекта похожи, но красное смещение у 3C 48 было еще выше и составляло 0,37 (или 37 %). Шмидт рассудил, что в небе должно быть еще множество таких неизвестных объектов и самое время приняться за их поиски. Когда он и другие ученые стали открывать все новые звездоподобные радиоизлучающие объекты такого рода, с еще более значительными красными смещениями, для этих объектов потребовалось название. Сначала использовали термин «квазизвездный радиоисточник», но он был слишком громоздким, поэтому его вскоре сократили до слова «квазар». Хотя первые квазары были обнаружены по радиоизлучению, Алан Сендидж (прославившийся измерениями постоянной Хаббла) вскоре открыл аналогичные звездоподобные объекты с сильным красным смещением, которые не излучали радиоволн. На самом деле, большинство квазаров слабо излучают в радиочастотном диапазоне.

Рис. 16.2. Фриц Цвикки с каталогом галактик. Снимок предоставлен архивом Калтеха

Фриц Цвикки, о котором мы уже говорили в главе 12, работал в Калтехе вместе со Шмидтом и Гринстейном. Он был одним из самых ярких и эксцентричных деятелей астрономии XX века (рис. 16.2). Цвикки сделал ряд открытий, настолько опередивших свое время, что все остальное астрономическое сообщество «нагоняло» Цвикки десятилетиями. Как вы уже знаете, в 1933 году он первым логически вывел существование темной материи, обратив внимание на движение галактик в скоплениях. Идея о темной материи закрепилась в астрономическом сообществе только в 1970-е годы, когда Мортон Робертс, Вера Рубин и ее коллеги начали измерять вращение внешних областей галактик, а Джереми Р. Острайкер, Джим Пиблс и Амос Яхил, вооружившись аргументами об устойчивости, постепенно нашли в галактиках большие количества темной материи. Цвикки и его коллега Вальтер Бааде в 1934 году (верно!) предположили, что при взрывах сверхновых могут образовываться нейтронные звезды, – эта идея подтвердилась лишь 30 лет спустя, после открытия пульсаров. Именно Цвикки и Бааде придумали термин «сверхновая». Также Цвикки верно спрогнозировал (за целые десятилетия до экспериментального подтверждения), что эйнштейновский эффект искривления света, описанный в теории относительности, позволяет уподобить далекие галактики гравитационным линзам, «увеличивающим» еще более далекие галактики, расположенные за ними. И Цвикки заявил, что именно он первым открыл квазары.

Цвикки понимал, насколько он умен, и не стеснялся высказывать собственное мнение, если считал, что другие ошибаются. Не имея доступа к пятиметровому Паломарскому телескопу, Цвикки выполнял почти всю работу на миниатюрном исследовательском телескопе Паломарской обсерватории с диаметром зеркала всего 46 сантиметров и при помощи этого телескопа открывал сверхновые (за всю жизнь он нашел более 100 таких объектов), а еще каталогизировал галактики. Он заметил, что некоторые из зафиксированных им галактик были довольно компактными, на вид почти как звезды. Но поскольку он не мог работать с пятиметровым Паломарским телескопом, Цвикки был не в состоянии измерить спектры этих галактик и определить их физическую природу. Позже оказалось, что некоторые из замеченных им компактных галактик являются квазарами того же типа, какие впоследствии открывали Шмидт и Сендидж, поэтому Цвикки небезосновательно заявлял, что именно ему принадлежит честь этого открытия.

Аспиранты из Калтеха любили Цвикки – он устроил кабинет рядом с их помещениями на цокольном этаже в здании астрономического факультета в кампусе. Цвикки скончался в 1974 году; мой коллега Джим Ганн, который в 1960-е годы учился в аспирантуре Калтеха, и Рич Готт, который был там постдоком в 1973–1974 годы, с удовольствием вспоминают его.

Принципиальная догадка Цвикки была верной. В некоторых компактных галактиках имелись непонятные точечные источники света, обладавшие невероятной светимостью (квазары). Такой источник сиял из центра галактики и затмевал ее сравнительно тусклые окружающие области. Поэтому и сама галактика становилась похожей на точку, как звезда.

Этот феномен хорошо заметен на снимках квазаров, сделанных при помощи космического телескопа «Хаббл»: на этих четких изображениях просматривается свет, идущий от квазара, а также тусклое размытое свечение самой галактики, в которой он находится. Эти снимки сделала моя жена София Кирхакос совместно с коллегами Джоном Бакалом и Доном Шнайдером, так что мне особенно приятно публиковать их в этой книге (рис. 16.3). В центре каждого изображения – очень яркий точечный источник света; это сам квазар. Его окружает галактика (а в одном из случаев – даже пара галактик, которые, по-видимому, сталкиваются); заметны спиральные рукава. Подобные изображения снимают все вопросы относительно расстояний: квазары действительно удалены от нас настолько, насколько позволяет судить их красное смещение (это совсем не какие-то экзотические звезды в Млечном Пути), и, следовательно, квазары обладают невероятной светимостью.

Чтобы понять, что представляет собой феномен квазара, вернемся к спектру 3C 273. Эмиссионные линии у этого объекта широкие, они захватывают большие волновые диапазоны, хотя в главе 6 мы и говорили о том, что атомные переходы соответствуют конкретным, абсолютно точным энергиям и, соответственно, длинам волн. Это явление считается одним из эффектов доплеровского смещения: внутри квазара находится газ, движущийся одновременно с разными скоростями. Сам квазар удаляется от нас примерно на 16 % скорости света, но относительно этого общего движения некоторые газовые области движутся навстречу нам (голубое смещение эмиссионных линий относительно среднего значения), а некоторые – от нас (и эти области характеризуются даже большим красным смещением, чем сам квазар). Поэтому эмиссионная линия расширяется. Допустим, эмиссионная линия соответствует излучению газа, вращающегося вокруг массивного центра: газ распределен по всей круговой орбите, есть в каждой ее точке, и каждая из этих точек обладает своим компонентом движения вдоль луча зрения и, соответственно, собственным доплеровским смещением. Такая широкая эмиссионная линия соответствует целому диапазону доплеровских смещений.

Рис. 16.3. Квазары и галактики, в которых они находятся. Снимки космического телескопа «Хаббл». Снимки предоставлены: J. Bahcall и M. Disney, NASA

Можно развить эту картину. Ширина эмиссионной линии позволяет судить, как быстро движется газ; типичное значение для квазара – 6000 км/c. Что-то заставляет газ вращаться с такой чудовищной скоростью. Предположим, что эти движения обусловлены гравитацией: то есть газ движется по орбите вокруг центрального объекта, и хотелось бы понять, что это за объект.

Каков радиус этой орбиты? Если бы удалось его определить, то можно было бы воспользоваться законами Ньютона и нашими знаниями о скорости, чтобы вычислить, насколько массивен должен быть этот центральный объект. Мы уже знаем, что квазары кажутся точечными (напоминают звезды) и, следовательно, они слишком малы, что не позволяет рассмотреть их в наши телескопы. Судить об их истинном размере стало проще после следующего открытия: оказалось, что квазары переменные; их яркость значительно меняется за период около месяца.

Допустим, что свет от квазара поступает из области, имеющей один световой год в поперечнике. Свет, прилетающий с «лицевой» (обращенной к нам) стороны квазара, прибудет к нам на год раньше, чем свет с его тыльной стороны. Даже если бы светимость всего этого тела каким-то образом мгновенно удвоилась, то фиксируемая нами яркость постепенно нарастала бы в течение года, пока нас достигал бы свет сначала с лицевой и, наконец, с тыльной стороны квазара. Следовательно, тот факт, что яркость квазара периодически меняется примерно за месяц, говорит о следующем: диаметр квазара вряд ли значительно превышает один световой месяц. Это поразительно небольшой размер: как вы помните, расстояния между звездами в нашем Млечном Пути составляют по несколько световых лет, а этот объект диаметром один световой месяц (или даже меньше) излучает столько энергии, сколько несколько сотен обычных галактик.

Теперь нам известно, с какой скоростью движется газ в квазаре, а также насколько этот газ удален от источника гравитации, приводящего его в движение. Можно повторить те же расчеты, которыми мы занимались в главе 12, когда определяли массу Млечного Пути по параметрам галактической орбиты Солнца: масса пропорциональна квадрату скорости, умноженному на радиус. Выполнив такие вычисления для квазара, находим, что масса его ошеломляюще велика и составляет 2 × 108 солнечных масс.

Резюмируем: квазары располагаются в центрах галактик, их диаметр составляет не более одного светового месяца, их светимость – в сотни или тысячи раз выше, чем у целых галактик, а массы – в сотни миллионов раз больше, чем у Солнца. Огромная масса в миниатюрном объеме: похоже на черную дыру? Но черные дыры потому и называются черными, что из них не может улететь даже свет, а квазары – одни из рекордсменов по светимости среди всех небесных тел. Кроме того, известен лишь один способ образования черной дыры: коллапс массивной звезды. Самые массивные из известных нам звезд примерно в сотню раз тяжелее Солнца; но черная дыра в 200 миллионов солнечных масс таким образом не сформируется. Что же происходит?

Да, черные дыры могут постепенно наращивать массу. Допустим, газ стекается к черной дыре. Если он поступает прямиком в дыру, то дыра попросту будет его поглощать, и он исчезнет без следа. Масса черной дыры увеличится, но больше никаких эффектов не возникнет. Однако гораздо вероятнее, что газ течет к черной дыре под некоторым углом, то есть обладает моментом импульса относительно черной дыры. Именно из-за этого момента импульса он не будет сливаться прямо в дыру, а станет вращаться вокруг черной дыры. Проводя аналогию со звездами, вращающимися по Млечному Пути, мы предполагаем, что газ образует вокруг черной дыры сплюснутый вращающийся диск. У черной дыры сильное тяготение; тот газ, что расположен в непосредственной близости от нее, вращается с бешеной скоростью, составляющей существенную долю скорости света. Между этой ближайшей к дыре областью газа и более отдаленными газовыми областями будет возникать трение. Под действием такого трения газ может невероятно сильно разогреваться, достигая температуры в сотни миллионов градусов. А горячие объекты, как мы неоднократно убеждались, излучают энергию.

Итак, сама черная дыра невидима, а окружающий газ, который еще не успел в нее упасть, может обладать колоссальной светимостью. Квазар – это сверхмассивная черная дыра, окруженная диском из газообразной материи, которая сияет так жарко, что квазар перекрывает свечение целой галактики, в которой находится. На самом деле, именно материя, падающая в черную дыру, может спровоцировать ее рост; исходно такая черная дыра может быть небольшой и возникнуть, например, в результате гибели массивной звезды при сверхновом взрыве. Вещество, падающее в черную дыру, образует диск и сияет; это и есть квазар, постоянно увеличивающий массу черной дыры. Квазар подпитывается гравитационной энергией, превращающейся в кинетическую по мере того, как газ все глубже и глубже засасывается по спирали в гравитационный колодец черной дыры. Масса черной дыры постепенно увеличивается за счет окончательно тонущего в ней газа. Такой аккреционный процесс продолжительностью в сотни миллионов лет может порождать черные дыры в миллионы или даже в миллиарды раз тяжелее Солнца.

Невероятная энергия, заключенная в диске, примыкающем к черной дыре, провоцирует излучение высокоэнергетических частиц. Эти частицы блокируются в плоскости диска и должны извергаться из него в виде струи вещества, перпендикулярной самому диску (так называемый джет). Отчасти направление этого джета задают мощные магнитные поля. Такой узкий джет заметен как небольшая продолговатая деталь на рис. 16.4 (снимок с телескопа «Хаббл»); если сравнить изображение 3C 273 с циферблатом часов, то джет указывает примерно на цифру 5. Четкие прямые «иголочки», исходящие из квазара, – это оптические дефекты, вызванные самим телескопом.

Рис. 16.4. Квазар 3C 273 и его джет. Снимок предоставлен: космический телескоп «Хаббл», NASA

Черную дыру часто сравнивают с космическим пылесосом, который проглатывает все, что окажется поблизости. Однако вообразите, что завтра Солнце как по волшебству превратится в черную дыру (но масса этого тела останется прежней). Для нас это обернется катастрофой: мы перестанем получать от Солнца свет и тепло, и Земля замерзнет. Но орбита Земли не изменится. Момент импульса, удерживающий Землю на ее орбите, также сохранится, и Земля продолжит вращаться как на протяжении последних 4,6 миллиарда лет. Аналогично, те звезды, что вращаются по своим орбитам вокруг черной дыры, находящейся в центре Млечного Пути, в обозримом будущем в нее не упадут. Вероятно, эта черная дыра в далеком прошлом успела побывать квазаром, когда и нарастила нынешнюю массу (в 4 миллиона больше солнечной). Сегодня можно вычислить массу этой черной дыры, определив элементы орбит отдельных звезд, вращающихся вокруг нее. Однако материя больше не сливается в эту черную дыру и не образует диск; сегодня черная дыра успокоилась и не сияет, как квазар.

В близлежащих регионах Вселенной квазары – редкость. На самом деле, объект 3C 273, до которого 2 миллиарда световых лет, – один из ближайших к нам сияющих квазаров. В юной Вселенной квазары были гораздо более распространены; большинство из них обладает огромным красным смещением, и, следовательно, они очень удалены от нас. Свет от этих далеких квазаров летел к нам миллиарды лет. Поэтому мы видим, как они выглядели, когда Вселенная была гораздо моложе. Тот факт, что количество квазаров во Вселенной со временем меняется, – прямое доказательство ее эволюции, противоречащее совершенному космологическому принципу Хойла (см. главу 15); как вы помните, Хойл отстаивал гипотезу о неизменной Вселенной.

По количеству квазаров, наблюдаемых в ранней Вселенной, можно предположить, что в настоящее время сверхмассивные черные дыры повсеместно распространены. В конце концов, черные дыры могут только расти; образовавшись, черная дыра уже никуда не девается (в главе 20 будет рассказано, что черная дыра все-таки может испариться и виной тому – квантовые эффекты, но в случае сверхмассивных черных дыр этот процесс протекает очень медленно, и в масштабах нескольких миллиардов лет, о которых мы говорим здесь, им действительно можно пренебречь). Поскольку мы сегодня не видим в близлежащих галактиках таких черных дыр, сияющих, как квазары, можно заключить, что современные черные дыры «успокоились» и газ в них не поступает. Сверхмассивная черная дыра в центре Млечного Пути, присутствие которой угадывается по движению звезд вблизи от нее, – и есть один из таких примеров.

Искать черные дыры в центрах других галактик – непростая задача. Если черная дыра не подпитывается газом, текущим из аккреционного диска, то вокруг нее не будет никакого квазароподобного излучения и, соответственно, мы ее не увидим. Тем не менее можно ориентироваться на доплеровское смещение звезд вблизи от центров галактик и по этому эффекту угадывать присутствие объекта, обладающего огромной силой тяготения. Такой метод работает преимущественно с близлежащими галактиками, центральные области которых можно рассмотреть в телескоп. В этих областях движение звезд подчинено тяготению черной дыры.

К настоящему моменту астрономы прошерстили в поисках черных дыр примерно 100 галактик. В сущности, всякий раз, когда позволяла чувствительность аппаратуры, в центре галактики обнаруживалась сверхмассивная черная дыра. Насколько можно судить, в любой крупной галактике с полноценным балджем (речь идет об эллиптических и о большинстве спиральных галактик) находится черная дыра. Наш Млечный Путь с черной дырой примерно в 4 миллиона солнечных масс относительно нетипичен; наиболее массивные черные дыры в близлежащих галактиках в несколько миллиардов раз тяжелее Солнца (как, например, в галактике M87). Более того, чем крупнее эллиптическая галактика (или балдж спиральной галактики), тем массивнее будет расположенная там черная дыра. Масса черной дыры, как правило, составляет 1/500 от массы балджа окружающих ее звезд.

Поскольку квазары обладают колоссальной светимостью, они выглядят гораздо ярче галактик. Таким образом, далекий квазар намного ярче и, соответственно, заметнее, чем галактика, расположенная на том же расстоянии. Как далеко находится самый далекий квазар, который мы можем наблюдать во Вселенной? Опять же, поскольку скорость света конечна, тот свет, который мы видим, покинул квазар во времена, когда Вселенная была гораздо моложе. Когда астроном рассматривает далекие объекты, он видит их такими, какими они были в прошлом, так что телескоп подобен машине времени.

В главе 15 я рассказал о Слоановском цифровом обзоре неба – в рамках этого проекта были получены фотографии и красные смещения 2 миллионов галактик. Кроме того, он позволил узнать спектры более чем 400 000 квазаров. Эта выборка свидетельствует, что квазары были наиболее распространены в период от 2 до 3 миллиардов лет после Большого взрыва; считается, что именно в ту эпоху сверхмассивные черные дыры, обнаруживаемые сегодня в крупных галактиках, нарастили большую часть своей материи. Два миллиарда лет после Большого взрыва, то есть около 12 миллиардов лет назад, соответствуют величине красного смещения 3. Это означает, что длины волны спектральных линий в квазарах в 4 раза длиннее (то есть красное смещение + 1), чем были бы без поправки на расширение Вселенной. В данном случае красное смещение не малозаметный феномен, а серьезный эффект!

Эдвин Хаббл обнаружил линейную взаимосвязь между красным смещением галактик и расстоянием до них. Но при очень большом красном смещении это отношение немного усложняется. Оказывается, что квазар с красным смещением 3 сейчас удален от Земли примерно на 20 миллиардов световых лет. Как такое возможно, если Вселенной всего 13,8 миллиарда лет? Напоминаю, что с тех пор, как этот свет покинул квазар, Вселенная расширилась вчетверо (опять же, величина красного смещения + 1) и унесла квазар далеко. Поэтому сейчас он находится именно в 20 миллиардах световых лет от нас (такое расстояние называется сопутствующим).

На рис. 16.5 показан спектр самого далекого квазара, который удалось найти нам с коллегами при помощи Слоановского цифрового обзора неба. Очень выраженная эмиссионная линия с длиной волны 9000 Å (0,9 микрон) соответствует переходу со второго энергетического уровня к основному состоянию водорода – это водородная линия Лайман-альфа. В направлении синей части спектра (то есть в сторону коротких длин волн) спектр падает до нуля; оказывается, все дело в абсорбирующем эффекте водорода, находящегося в пространстве между квазаром и нами. Спектр характеризуется эмиссией в ближнем инфракрасном спектре, а на более коротких волнах эмиссии нет, поэтому данный объект и кажется невероятно красным.

Рис. 16.5. Спектр квазара SDSS J1148+5251 с красным смещением 6,42. Этот квазар открыли Майкл Стросс, Сяохуэй Фань и их коллеги в 2001 году. Данный квазар обладал самым большим красным смещением на момент открытия, рекорд был побит лишь в 2011 году. Свет квазара, который мы видим, был излучен, когда возраст Вселенной составлял менее 900 миллионов лет. Максимальный пик (эмиссионная линия) этого квазара связан с излучением от атомов водорода (переход с n = 2 на n = 1; см. рис. 6.2), причем излучение значительно сдвинулось в красную сторону спектра: от 1216 Å в состоянии покоя до актуальных 9000 Å. Резкий спад в спектре ниже 9000 Å связан с абсорбирующим эффектом водорода, находящегося в пространстве между нами и квазаром. Иллюстрация предоставлена: Майкл Стросс по данным из R.L. White, et al. 2003, Astrophysical Journal 126: 1 и A.J. Barth et al. 2003, Astrophysical Journal Letters 594: L95

Следовательно, задача поиска квазаров с максимальным красным смещением проста: отсматриваем снимки Слоановского цифрового обзора неба, ищем на них самые красные объекты, какие можем найти. Это не так просто, как кажется: в ходе Обзора было сфотографировано почти полмиллиарда объектов, и мы хотим убедиться, что выраженная краснота какого-либо конкретного объекта не связана с каким-нибудь редким дефектом обработки.

Есть и еще одна загвоздка. Изучая звезды, мы усвоили, что чем прохладнее звезда, тем краснее она кажется. В 1998 году, когда были получены первые снимки Слоановского цифрового обзора неба, мы с моим студентом Сяохуэем Фанем начали проект по получению спектров самых красных объектов, которые могли найти в этом массиве, – чтобы подтвердить, что это квазары, и определить их красные смещения. Мы воспользовались телескопом Апачи-Пойнт (он находится в той же обсерватории, что и телескоп Слоановского цифрового обзора неба, – в городе Санспот, штат Нью-Мексико). Этим телескопом можно удаленно управлять через интернет: не летишь через всю страну, а спокойно обедаешь дома и едешь на работу, где можешь заняться наблюдениями и управлять телескопом, до которого больше трех тысяч километров.

Когда мы принялись измерять спектры этих очень красных объектов, мы практически сразу наткнулись на нечто стоящее – но не там, где искали. Оказалось, что в россыпи квазаров с огромным красным смещением попадаются некоторые из самых холодных (и легких) звезд в природе – прямо здесь, у нас, в Млечном Пути. На самом деле, это субзвездные объекты, рассмотренные в главе 8, – их массы просто не хватает, чтобы водород в ядре начал гореть. Температура таких звезд – 1000 К или даже ниже, а когда мы только начали находить такие объекты, их спектры показались нам довольно незнакомыми. Помню, в каком аврале я просматривал в три часа ночи несколько статей с описанием таких холодных звезд, когда мы измеряли их спектры и бились над ними. Всего за одну ночь наблюдений мы определили спектры двух субзвездных объектов с минимальной светимостью, известной на тот момент (до них было всего 30 световых лет), и спектры сияющих квазаров, расположенных у самого края наблюдаемой части Вселенной. Вот вам выразительнейший пример той проблемы, о которой я уже упоминал: рассматривая астрономическое изображение, не ощущаешь глубины. Совсем близкие (в астрономических масштабах) и очень далекие объекты одновременно кажутся очень тусклыми красными точками, и, чтобы отличить их друг от друга, требуется подробно проанализировать их спектры.

Мы продолжали поиск все более красных объектов по мере того, как совершенствовались методы устранения дефектов на изображениях. Мы неоднократно побили известный на тот момент рекорд красного смещения у квазара (когда мы только начинали работать, он составлял 4,9). Всякий раз при взятии очередного рекорда мы звонили Джиму Ганну (он трудился на проекте Слоановского обзора и сам был одним из первопроходцев в изучении квазаров). Прерывая его десятый сон (дело все-таки было в три часа ночи или около того), мы говорили: «Джим, рекорд снова побит!» – «Хорошо работаете, ребята, – отвечал он, – всегда мечтал, чтобы меня будили именно по такому поводу». И снова ложился спать.

Водородная линия Лайман-альфа, хорошо заметная в спектре нашего наиболее удаленного объекта с рис. 16.5, обычно соответствует длине волны 1216 Å. Здесь она сильно сдвинута в ближнюю инфракрасную область спектра, и длина волны достигает 9000 Å. Красное смещение (9000 Å – 1216 Å)/1216 Å составляет 6,42, таким образом, сейчас между нами и этим квазаром 28 миллиардов световых лет. Когда мы открыли его в 2001 году, этот квазар обладал максимальным красным смещением среди всех известных объектов. Вероятно, огромное расстояние до него даже не столь поразительно, как следующий факт: мы видим свет, покинувший этот объект примерно 13 миллиардов лет назад, когда Вселенной было всего 850 миллионов лет. Если реликтовое излучение – отсвет новорожденной Вселенной, то сейчас мы исследуем свет из времен Вселенной-карапуза.

Здесь мы подходим к еще одной космической тайне. Как отмечалось выше, спектр квазара позволяет оценить массу черной дыры, подпитывающей его. Типичная масса большинства далеких квазаров – около 4 миллиардов солнечных масс, примерно столько весят и крупнейшие черные дыры, известные сегодня в наблюдаемой части Вселенной. Но, как вы помните, изотропность РИ свидетельствует, что ранняя Вселенная была практически полностью однородной. Требуется объяснить, как в условиях такого почти полного отсутствия всяческих структур сверхмассивные черные дыры (максимально плотные из известных объектов) могли сформироваться всего за 850 миллионов лет. Чтобы могла появиться такая черная дыра, во Вселенной уже должны были родиться и состариться первые звезды, они должны были взорваться как сверхновые, и на их месте должны были остаться черные дыры, сопоставимые по массе со звездами. Аккреция материи в таких черных дырах должна была происходить с колоссальной скоростью, чтобы они успели нарастить такую огромную массу. Теоретические модели свидетельствуют, что это едва возможно даже в идеальных условиях и, таким образом, подобные квазары с высоким красным смещением должны встречаться редко. Так и есть; поиски продолжаются уже более десяти лет, а мы нашли всего несколько десятков квазаров с огромными красными смещениями.

Поиск все более далеких квазаров продолжается; в 2011 году наш рекорд был побит с запасом – открыли квазар с красным смещением 7,08. Это удалось сделать при помощи телескопа, настроенного на еще более длинные волны (расположенные дальше в инфракрасной части спектра), чем в Слоановском обзоре. С тех пор как квазар излучил свет, который мы видим сегодня, Вселенная расширилась в 8,08 раза. Другие группы работают с космическим телескопом «Хаббл», телескопом «Субару» на Гавайях и с другими телескопами, позволяющими находить галактики с еще более высокими красными смещениями. Пока неясно, удастся ли объяснить эти и будущие открытия при помощи имеющихся моделей образования галактик и роста черных дыр, если рекорды красного смещения так и будут обновляться. Впереди нас ждет много интересного!

Астрономия чудесна тем, что всякий раз, когда ты посмотришь в небеса по-новому, начинаются фундаментальные и непредвиденные открытия. Хорошее подтверждение тому – Слоановский цифровой обзор неба, о сделанных с его помощью открытиях много рассказывалось в этой главе и главе 15. В настоящее время строится телескоп Large Synoptic Survey Telescope, расположенный в чилийских Андах. Его светособирающая способность будет еще выше, чем у Слоановского телескопа, и в течение десятилетнего срока эксплуатации он позволит изучать свойства тусклых галактик и квазаров, картировать распределение темной материи по данным о гравитационном линзировании и искажению форм галактик. Также этот телескоп позволит открыть сотни тысяч сверхновых и других недолговечных феноменов. Телескоп отснимет четверть всего неба: 860 полноценных кадров за 10 лет. В ходе этого обзора должны быть открыты сотни тысяч объектов в поясе Койпера, а также выявлены астероиды, приближающиеся к Земле. Но самых поразительных открытий мы, вероятно, даже себе не представляем; процитировав знаменитые слова Дональда Рамсфелда, можно сказать, что это «неизвестные неизвестности».