Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

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.

Следует отметить, что было и несколько других астрономов, участвовавших в ранних теоретических исследованиях. Например, в начале 1920-х годов Александр Фридман и Жорж Леметр, работая независимо друг от друга и используя общую теорию относительности Эйнштейна, получили первые наметки того, что позднее станет известно как закон Хаббла. (В науке существуют разные взгляды на то, кого именно считать первооткрывателем, поскольку другие ученые тоже работали над раскрытием картины расширяющейся Вселенной, но чаще всего называют именно Хаббла.)

Как и кем бы ни было сделано открытие, результаты этого экспериментального доказательства имели глубокие последствия. Было продемонстрировано не только то, что Вселенная заполнена галактиками, разделенными огромными расстояниями, но и то, что эта комбинация данных – расстояний цефеид и красного смещения – подразумевает доминирующее удаление галактик друг от друга, при этом находящиеся дальше галактики кажутся более быстрыми. Вывод был ясен: Вселенная расширяется. Это было – и при постоянном обновлении данных остается – одним из наиболее убедительных доказательств происхождения Вселенной в горячем Большом взрыве. Просто поверните стрелки часов назад: вещи, которые сейчас удаляются друг от друга, когда-то должны были быть ближе друг к другу. Запустите часы назад достаточно далеко в прошлое – и вы попадете в точку, где вся материя и энергия были сконденсированы в объеме, намного меньшем, чем сегодня. Какой-то механизм, который мы называем Большим взрывом (на самом деле этот термин был впервые использован для критики теории, которую он обозначает), вызвал взрывное расширение из одной точки – как мы предполагаем, отправной точки нашей физической Вселенной. Вопрос о том, было ли что-то до него, – предмет бесконечных домыслов и споров, отчасти потому, что его трудно проверить эмпирически.