Знание-сила, 1998 № 07 (853)

На своем пути к земным телескопам этот свет неизбежно проходит через облака межзвездного газа, состоящие в основном из водорода и частично из дейтерия. Точнее, однако, было бы сказать, что лишь самые далекие (то есть самые древние) облака состоят только из водорода и дейтерия, более близкие к нам (и более молодые) загрязнены тяжелыми элементами, выброшенными из недр звезд в процессе звездных взрывов, произошедших за последующие миллиарды лет.

Для того чтобы определить отношение первичного дейтерия к первичному водороду, нужно исследовать только «первичные», «чистые» облака, а это как раз самые древние (то есть самые далекие).

Когда свет квазара проходит через такие облака газа, он частично поглощается. Атомы водорода особенно сильно поглощают ультрафиолетовый свет, поэтому к земным телескопам свет квазаров приходит с «дырками» в ультрафиолетовой части спектра; в спектрографе телескопа эти «дырки», вызванные поглощением, выглядят как темные линии — они называются «линиями Лаймана». («Дырки» не выглядят как сплошной темный участок, потому что атомы способны поглощать световую энергию лишь квантованно, то есть только свет строго определенных длин волн.) Но эти линии Лаймана лежат в таком далеком ультрафиолете, который вообще не проходит сквозь земную атмосферу, поэтому наблюдать их с Земли невозможно. К счастью, все космические объекты движутся, квазары и межзвездные облака газа удаляются от нас с огромной скоростью, которая тем больше, чем они дальше; и в результате эффекта Доплера (сдвига всех длин волн излучения в красную область при удалении излучателя) линии Лаймана у самых далеких квазаров и облаков сдвигаются в видимую часть спектра, где они могут наблюдаться в земной телескоп. Тут, правда, есть еще одна сложность: чем дальше излучающий объект (в данном случае квазар), тем слабее его свет, поэтому даже эффект Доплера не помогал ранее исследовать линии Лаймана из-за их слабости. Но сегодня в распоряжении астрономов и астрофизиков есть такие мощные инструменты, как десяти метровый телескоп Кека на Гавайях, и вот на нем-то упомянутый выше Крэйг Хоган и начал в 1993 году исследования света очень далекого квазара, надеясь получить таким образом данные о концентрации «первичного» водорода и дейтерия в очень далеких облаках межзвездного газа.

Каждое облако, сквозь которое на пути к Земле проходит свет квазара, создает свои линии поглощения, и их нужно отделить друг от друга, чтобы найти результат действия самых далеких облаков. К счастью, это нетрудно (теоретически говоря) сделать, так как более близкие к нам облака движутся с меньшей скоростью и дают меньший эффект Доплера; их линии поглощения сдвигаются в красную сторону меньше, чем линии более далеких. Отсюда ясно, что самые сдвинутые в красное линии принадлежат искомым, самым далеким облакам. Интенсивность линии показывает меру поглощения, то есть концентрацию водорода в облаке. Рядом с линиями водорода неизменно появляются очень тонкие их «спутники» — линии поглощения межзвездного дейтерия (поскольку атомы дейтерия чуть тяжелее атомов водорода, они поглощают несколько иные кванты излучения, или света, квазара). Их интенсивность позволяет подсчитать концентрацию дейтерия в том же облаке. А поскольку облако выбрано самое древнее, не «за- 1рязненное» присутствием более поздних тяжелых элементов, то полученные данные отражают соотношение дейтерия и водорода в ранней Вселенной.