Одним из ранних достижений в области радиотехники в послевоенный период стало изобретение Дж. П. Уайлда и Л. Л. Маккриди, сделанное ими около 1950 г. Они изготовили радиоспектрографы, функционально схожие со спектрографами, работающими в оптическом диапазоне, посредством которых можно было очень быстро сканировать широкие диапазоны частот (диапазон от 70 до 130 мегагерц сканировался менее чем за одну секунду). На первых порах это дало им возможность проанализировать всплески излучения Солнца методом, обеспечившим гораздо более глубокое понимание его физического механизма. Сокращение времени обработки сигнала оказалось необычайно полезным для решения множества других астрономических задач и, как мы увидим далее, позволило обнаружить два неизвестных до того времени типа объектов – квазары и пульсары. Пульсары мы рассмотрим далее, а здесь мы займемся тем, что в свое время стало одним из наиболее захватывающих открытий, сделанных с помощью радиотелескопа, – «квазизвездными радиоисточниками», которые вскоре стали называть просто «квазарами».

Первые радиогалактики удалось открыть в начале 1950‐х гг., однако понадобилось более десяти лет, чтобы определить их положение с точностью, позволившей отождествить их с оптическими объектами. Астрономы из обсерватории Джодрелл-Бэнк начали проявлять повышенное внимание к радиоисточникам, имеющим очень малый угловой диаметр. В 1960 г. Аллан Сэндидж (преемник Хаббла в обсерваториях Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар) получил фотографии трех участков неба, где находились такие источники, а Томас Мэттьюз и Джон Г. Болтон из радиоастрономической обсерватории в долине Оуэнс обнаружили на каждом из снимков по одному оптическому объекту, выглядевшему в пределах допустимой погрешности как звезда. К концу того же года Сэндидж сообщил (во внепрограммном докладе на конференции Американского астрономического общества), что объект, похожий на фотопластинке на яркую звезду, совпадает по положению с радиоисточником 3C48. Его окаймляла слабосветящаяся дымка. Если бы он действительно являлся звездой, то это стало бы открытием первой далекой радиозвезды. Однако после проведения спектрального анализа оказалось, что спектр объекта содержит большое количество эмиссионных линий, и они сильно отличаются от линий, наблюдаемых у других звезд. Сообщению Сэндиджа популярный журнал Sky and Telescope в марте 1961 г. посвятил целый абзац, однако на первых порах значение этого открытия не оценили по достоинству даже те, кто непосредственно в нем участвовал.

В начале 1963 г. еще одну (даже еще более яркую) звезду отождествили с другим радиоисточником – 3C273. Его положение точнейшим образом определил Сирил Хазард из Сиднейского университета вместе с коллегами М. Б. Маккеем и А. Дж. Шимминзом. Работая на большом радиотелескопе Паркс, они использовали для определения положения и структуры источника метод покрытия его Луной, дававший точность порядка одной секунды дуги – при этом выяснилось, что это был двойной объект. (Как установила группа наблюдателей из обсерватории Джорделл-Бэнк, возглавляемых Г. П. Палмером, еще в 1960 г., его угловые размеры не превышали 4 секунд дуги.) Мартен Шмидт, голландский астроном, работавший впоследствии в обсерваториях Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар, получил его спектр и обнаружил, что водородные линии чрезвычайно сильно – на 16 процентов – смещены в красную сторону, а это соответствовало, скорее, далекой галактике. Однако объект выглядел практически точкой и, вне всякого сомнения, уступал по размерам галактике, хотя, судя по колоссальной величине красного смещения, располагался чрезвычайно далеко и превосходил по яркости целую галактику. Спектрограмма позволила Шмидту установить: линии водорода и магния сместились одинаково. Его коллеги Джесси Л. Гринстейн и Томас А. Мэттьюз, вооружившись этой информацией, провели повторную проверку спектра источника 3C48. Его красное смещение оказалось равным 37 процентам, что свидетельствовало о еще более невероятной скорости удаления.

В 1964 г. Маргерит Бербидж и Т. Д. Кинман начали получать спектры с помощью 120-дюймового рефлектора Ликской обсерватории; тем же самым занялись К. Р. Линдз с коллегами, используя для этого 84-дюймовый рефлектор Национальной обсерватории Китт-Пик. К концу 1965 г. удалось обнаружить десять таких объектов, после чего их число стало стремительно расти. В ходе наблюдений были измерены гораздо более необычные красные смещения: к концу следующего года стали известны три объекта с красным смещением более 200 процентов.

Эти открытия поставили перед астрономами сложную проблему. Нужно было определиться с тем, являются ли обнаруженные красные смещения «космологическими» (то есть свидетельствами того, что объекты движутся в общем потоке расширяющегося мира галактик) или этот результат вызывается их внутренними свойствами, а то и просто колоссально высокими скоростями, которые могут возникать в результате каких-то разновидностей галактических взрывов. Несколько влиятельных физиков и астрономов, включая Джеймса Террелла, Джефри и Маргерит Бербидж и Фреда Хойла, утверждали, что объекты находятся внутри нашей Галактики или в непосредственной близости от нее. Мартин Рис и Деннис Сиама выступали против такого вывода – ранее Сиама придерживался противоположной точки зрения, но его переубедили результаты, полученные астрономами, работавшими в оптическом диапазоне. (Сиама был верным сторонником теории стационарной Вселенной, но примерно тогда же решительно отказался и от нее.) Если указанные красные смещения являются локальными скоростными эффектами, то не означает ли это, что наряду с ними должны наблюдаться и приближающиеся объекты с аналогичными смещениями в фиолетовую сторону спектра? Удалось проанализировать множество спектров, 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.