Проклятые вопросы

ТАЙНЫ ЛЕСА АЛЬФЫ ЛАЙМАНА

Исаак Ньютон однажды сказал: если я видел дальше других, то потому, что стоял на плечах гигантов.

Ньютон был скромным человеком. Он сам был гигантом, величайшим физиком всех времён и народов. От него ведут свою родословную современная физика и математика.

Слова Ньютона мог бы с полным правом повторить ленинградский физик и математик Александр Фридман, подаривший науке эпохальное открытие. В своей работе он непосредственно опирался на плечи Альберта Эйнштейна, которого заслуженно считают Ньютоном XX века.

Рассказывают, что в начале двадцатых годов некий репортёр спросил крупного английского астрофизика Артура Эддингтона: правда ли, что Общую теорию относительности Эйнштейна понимают только три человека? Видя, что Эддингтон задумался, репортёр поспешил заверить: Эддингтон, конечно, входит в число трёх. Эддингтон ответил, что думает над тем, кто же третий.

Эддингтон не знал, что Фридман был этим третьим. Фридман не только понимал Общую теорию относительности, но и так хорошо владел сложным математическим аппаратом этой теории, что мог активно работать с её уравнениями.

И сделал великое открытие.

Уравнения открыли ему, что Вселенная — мир, в котором мы живём, — непрерывно расширяется. Нужно было обладать смелостью и уверенностью в себе, чтобы послать в журнал статью такого содержания и обоснование своей, неэйнштейновской, точки зрения.

Почему автор употребляет здесь слово «смелость»?

Да потому, что издревле учёные, включая Ньютона и Эйнштейна, были уверены в том, что Вселенная, взятая в целом, не только вечна, но и неизменна. Конечно, внутри неё всё изменяется. Но все были уверены, что это касается частностей. В целом Вселенная представлялась неизменной.

Именно это оспорил Фридман. Он доказал математически, что любая область пространства во Вселенной испытывает расширение. Расширение таково, что со временем размер Вселенной возрастает по вполне определённому закону.

Эйнштейн, конечно, тоже решал уравнения своей теории. Но, исходя из убеждения в стационарности Вселенной, ограничился тем решением уравнений, которое описывает её неизменное строение. Пойти дальше Эйнштейна Фридману помогло то, что, кроме физики и математики, он много занимался метеорологией и привык к разнообразным капризам природы. Естественно, он, как математик, уделял внимание изменчивым процессам. Возможно, поэтому ему показалось сомнительным, что Вселенная, подвластная разнообразным, часто грандиозным процессам, изменяющимся во времени, остаётся тем не менее неизменной.

Он решил проверить, имеют ли уравнения Общей теории относительности решения, изменяющиеся во времени.

Интуиция не подвела. Ожидания подтвердились. Помимо решения, найденного Эйнштейном, уравнения имели ещё два. Эти решения взрывали прежнее научное мировоззрение. Одно из них описывало расширяющуюся Вселенную, второе — сжимающуюся.

Эйнштейн, прочитав статью Фридмана, опубликованную в 1922 году, счёл его вывод ошибочным. Ему показалось, что вычисления Фридмана не отметают, а подтверждают неизменность Вселенной. Он изложил своё мнение в короткой заметке, направленной в тот же журнал.

Однако, ознакомившись с письмом Фридмана, содержащим возражения, Эйнштейн понял, что сам ошибся, что работа Фридмана правильна, и направил в тот же журнал вторую заметку с указанием своей ошибки. Он признал работу Фридмана правильной и «открывающей новые пути в науке».

Во всех последующих исследованиях, относящихся к строению Вселенной, Эйнштейн исходил из решения Фридмана и отмечал его приоритет.

По-видимому, замечание Эддингтона о том, что он не знает учёных, понимающих Общую теорию относительности, было обоснованным. Никто не откликнулся на статью Фридмана и заметки Эйнштейна. Эта дуэль идей оказалась забытой на целых семь лет.

Теория Фридмана воскресла после того, как в 1929 году американец Эдвин Хаббл опубликовал результаты своих многолетних замеров расстояний до различных галактик. Это сложная область космических исследований. Здесь не пригодны методы, применяемые астрономами для измерения расстояний до близких звёзд. Эти методы, по существу, основаны на том же принципе, которым пользуется человек для оценки расстояний до близких предметов. Правый и левый глаз видят близкие предметы слегка смещёнными на фоне удалённых предметов, а мозг обрабатывает это различие. Аналогично, если телескоп направлен на близкую звезду дважды: когда Земля находится в противоположных точках орбиты, то эта звезда представляется сдвинутой на фоне далёких звёзд.

Большинство галактик расположены много дальше, чем видимые звёзды. Так что такой метод к ним неприменим. Но Хаббл обнаружил в некоторых галактиках (наиболее близких) отдельные звёзды, блеск которых регулярно изменялся с течением времени. Такие звёзды встречаются и в нашей Галактике, то есть на сравнительно небольших (по астрономическим меркам) расстояниях. Их называют цефеидами, и для них существует хорошо изученная зависимость между блеском и периодом его изменения. Поэтому ими можно пользоваться как стандартными источниками света. Блеск источника света уменьшается в такой же степени, как увеличивается квадрат расстояния до него. Определив величину светимости цефеид и период её изменения, вычисляют расстояние до них. А определив расстояние до близких цефеид, можно при помощи указанного метода воспользоваться ими как «точкой опоры» для определения расстояний до удалённых галактик.

Основная ценность работ Хаббла — обнаружение связи расстояния до определённой галактики с так называемым красным смещением в её спектре. Напомним, спектр любого объекта — галактики, звезды, свечи — его световой паспорт. Он говорит о том, какие волны излучает объект. Спектр, видимый глазом, включает только волны, соответствующие цветам радуги — от красных до фиолетовых. Кроме видимых, спектр звёзд содержит и невидимые — ультрафиолетовые, инфракрасные, рентгеновские, гамма-волны. Исследуя состав спектра, учёные судят о том, из каких элементов состоит объект.

Исследование спектра галактик привело Хаббла к открытию новой главы в астрономии.

Как возник термин «красное смещение»? Он возник потому, что все спектральные линии удалённых галактик оказываются сдвинутыми в сторону более длинных волн. Для видимого спектра — к той его части, где расположены спектральные линии красного цвета.

Хаббл понял, что красное смещение свидетельствует о движении галактик. Об удалении этих источников света от Земли. Явление, которое можно сравнить с тем, как меняется тон гудка удаляющегося паровоза. Он кажется более низким по сравнению с гудком стоящего паровоза. Когда паровоз проносится мимо вас, вы отчётливо слышите изменение тона его гудка.

Хаббл сопоставил величину красного смещения для многих галактик с расстоянием до них, измеренным по наблюдениям за измерениями светимости цефеид. Он обнаружил, что скорость удаления каждой из галактик пропорциональна её расстоянию до Земли. Коэффициент пропорциональности в этой зависимости получил название «постоянной Хаббла».

Именно это следует из решения Фридмана. Вселенная расширяется, и скорость её расширения пропорциональна расстоянию между объектом наблюдения и наблюдателем! Фридман оказался прав. Многие астрономы занялись измерением постоянной Хаббла, пытаясь как можно более точно определить скорость расширения Вселенной.

За время, прошедшее после открытия Хаббла, учёные многократно уточняли величину постоянной Хаббла. Новейшие из полученных значений лежат в пределах от 50 до 100 условных единиц. Совсем недавно удалось уточнить, что постоянная Хаббла равна 65 единицам.

Существование простой зависимости между расстоянием до галактики и скоростью её удаления, определяемой по красному смещению спектральных линий в её спектре, позволило считать величину красного смещения удобной характеристикой расстояния до галактики. Величину красного смещения принято обозначать латинской буквой Z*. Величина Z равна отношению наблюдаемой длины волны спектральной линии к длине излученной волны, уменьшенному на единицу. ните, что обозначает эта буква, мы неоднократно будем к ней возвращаться.

Для большинства изученных галактик величина Z лежит в пределах от 0,2 до 0,8. Для того чтобы ощутить порядок величин, достаточно указать, что при Z=0,5 расстояние до наблюдаемой галактики таково, что свет тратит на прохождение этого пути 6Ѕ109 лет. Астрономы говорят: расстояние составляет 6 миллиардов световых лет. Чем больше величина Z, тем удалённее галактики. Так как блеск источника убывает вместе с увеличением квадрата расстояния до него, то даже самые крупные телескопы не позволяют увидеть не только свет звезды, но и свет целых галактик при Z, превышающей единицу. Возникало впечатление, что на расстояниях, при которых Z превышает единицу, Вселенная пуста.

Казалось, что астрономы достигли предела дальности наблюдения, ибо им не встречались источники более яркие, чем галактики, в которых одновременно светится около 1010 звёзд. Исключением являются наша Галактика и галактика в созвездии Андромеды, содержащие в 10 раз большее количество звёзд.

После строительства крупных радиотелескопов ситуация в этой области науки внезапно изменилась. В 1960 году были открыты удивительные источники радиоволн. Создавалось впечатление, что огромная излучаемая ими энергия исходит из одной точки. Их назвали квазизвёздными источниками радиоизлучения, сокращённо — квазарами. Астрофизики не могли понять природы этих источников радиоволн. Загадка ещё более сгустилась после того, как наблюдатели убедились в странном совпадении: положение некоторых из квазаров оказалось как бы наложенным на тускло светящиеся звёзды, видимые только в крупнейшие из телескопов. Причём в их спектрах были обнаружены таинственные спектральные линии. Эти спектральные линии не совпадали со спектрами известных химических элементов. Квазары как бы выбывали из общей гармонии в распределении материи.

В 1963 году американский астрофизик М. Шмидт, пытаясь выявить какую-либо закономерность в положении спектральных линий одного из квазаров, обнаружил, что их можно сопоставить с известными спектральными линиями атомов водорода. Но при этом надо допустить, что все они сдвинуты в красную сторону спектра. Причина? В свете хаббловского мировоззрения это может происходить вследствие быстрого удаления квазара от Земли.

Простые вычисления показали, что скорость удаления этого квазара составляет 48 тысяч километров в секунду. Скорость, соответствующая значению Z = 0,158. Это один из близких к нам квазаров.

Правильность предположения подкреплялась тем, что Шмидту удалось отождествить и ряд других линий в спектре этого квазара со спектрами различных химических элементов.

Теперь известно, что квазары излучают электромагнитные волны в широчайшем диапазоне, включающем радиоволны, с одной стороны, и ультрафиолетовые волны — с другой стороны. Более того, аппаратура, установленная на искусственных спутниках Земли, зафиксировала ещё более коротковолновое излучение некоторых квазаров, простирающееся вплоть до диапазона гамма-лучей.

Теория, которая могла бы описать природу квазаров и процессы, обеспечивающие пополнение колоссальных потоков энергии, излучаемой ими в течение длительного времени, ещё не разработана. Известно лишь, что они излучают не меньше энергии, чем миллиарды Солнц, а их размеры не превышают размера Солнечной системы. Неудивительно, что мысли учёных в поисках объяснения обратились к другой космической тайне наших дней, к чёрным дырам. Не может ли быть, что в центре квазара расположена огромная чёрная дыра или даже несколько чёрных дыр? Ведь они обладают огромной массой и пополняют свою энергию, притягивая звёзды из окружающего пространства. Необычно большие гравитационные силы, исходящие из чёрной дыры, разрушают приближающиеся к ней звёзды. При этом возникает интенсивное излучение электромагнитных волн во всём диапазоне: от радиоволн до самого коротковолнового гамма-излучения. Картина, нарисованная воображением учёных, подходила к реальным наблюдениям.

Конечно, эта гипотеза привлекла к себе пристальное внимание. Она взволновала астрофизиков.

Вскоре были изучены спектры многих квазаров и обнаружена отчётливая закономерность: если отобрать ряд квазаров с одинаковой светимостью, то их количество растёт вместе с ростом Z, то есть вместе с расстоянием до них. Для квазаров с большей светимостью этот рост заметен сильнеё, чем для квазаров с малой светимостью. Но при значении Z порядка 2,1 количество квазаров начинает падать. Самый далёкий из обнаруженных квазаров имеет Z = 4,43. Свет, приходящий к нам от этого квазара, был послан им в чрезвычайно отдалённое время, когда после Большого взрыва прошло «только» 2 миллиарда лет, а диаметр Вселенной составлял лишь 18 процентов современного значения.

Удивительно, что не найдено ни одного квазара, находящегося более далеко, хотя чувствительность современных крупных телескопов, оснащённых электроникой, такова, что при их помощи можно было бы наблюдать квазары с Z = 6.

Это значит, что квазары видны в ограниченном слое мирового пространства: между Z = 0,15 и Z = 4,5. Причём для Z, превосходящих 3, количество их быстро уменьшается.

Причина ещё не установлена. Не исключено, что для объяснения этого факта учёным придётся пойти на крайность, пересмотреть теорию эволюции Вселенной.

Внимательное изучение спектров наиболее удалённых квазаров показало, что в них спектральные линии, отождествлённые Шмидтом, сместились за пределы спектра, видимого глазом, уйдя в область невидимых инфракрасных волн.

Вместо них в видимом участке спектра появились новые широкие спектральные линии. Что это за линии? Какая тайна скрывается за ними? Астрономы обратились за советом к физикам. Вскоре неопознанные линии удалось отождествить с наиболее яркой спектральной линией, наблюдаемой в лабораториях в невидимой глазом ультрафиолетовой части спектра атомов водорода. Она принадлежит к серии спектральных линий, открытых в 1906 году американским физиком Т. Лайманом. Это событие не заметили. Никому и в голову не пришло, что открытие зазвучит во весь голос в конце века.

Теперь пора познакомиться с Лайманом. Теодор Лайман родился в 1874 году в США в городе Бостоне. Ему было двадцать три года, когда он окончил знаменитый Гарвардский университет. Работая в этом же университете, он открыл серию спектральных линий водорода, лежащих в далёкой ультрафиолетовой области спектра. Физики назвали эту серию именем Лаймана. Спектральные линии Лаймана возникают чаще всего в газах при небольших давлениях, когда атомы газа редко сталкиваются друг с другом. Что ж, учёные, работающие в области спектрального анализа, приняли это к сведению.

Изучение спектральных линий началось в 1817 году, когда немецкий физик И. Фраунгофер заметил в спектре Солнца отдельные узкие линии, выглядевшие тёмными на ярком фоне солнечного спектра. В 1834 году англичанин Ф. Тальбот объяснил: «Когда в спектре пламени появляются какие-нибудь определённые линии, они характеризуют металл, содержащийся в пламени». В 1859 году Г. Кирхгоф и Р. Бунзен создали метод спектрального анализа. Он дал науке огромные возможности: судить по спектральным линиям о наличии в исследуемом веществе или объекте определённых химических элементов. Этот метод плодотворно используется и в промышленности, и при лабораторных исследованиях, и при изучении космических объектов.

Особое звучание исследование спектров получило в 1870 году, когда Дж. Стони заметил, что три спектральные линии в спектре Солнца соответствуют трём спектральным линиям спектра атомов водорода и что длины волн этих линий относятся между собой как определённые целые числа.

Через пятнадцать лет швейцарский физик и математик И. Бальмер обнаружил важное обстоятельство: закономерность, замеченная Стони, есть частный случай более общего закона. Он нашёл, что длины волн всех видимых спектральных линий водорода могут быть связаны простой формулой. Нужно лишь приписывать некоторой переменной величине, входящей в эту формулу, целочисленные значения от трёх и больше. Эти спектральные линии водорода теперь называют спектральной серией Бальмера.

Закономерности, вскрытые Бальмером, Лайманом и другими физиками в спектре атомов водорода, стали экспериментальной основой, на которой Нильс Бор возвёл первый этаж величественного здания квантовой физики. Он построил модель атома водорода, поставив этим на твёрдую основу резерфордовскую планетарную модель атома. Недаром физики в шутку говорят: атом Бора — это не атом химического элемента бора, а атом водорода.

Потребовались годы коллективных усилий, прежде чем учёным удалось выявить закономерности, определяющие строение других атомов, более сложных, чем атом водорода. Когда же это было сделано, спектральный анализ получил возможность идентифицировать каждый из химических элементов и их ионов, а позже и изучать строение молекул. Он стал надёжным орудием физиков, химиков, астрофизиков, геологов, металлургов и специалистов других областей науки и техники. Приближалось время, когда должна была сделать свой вклад в космологию и «серия Лаймана».

Именно такую серию, сдвинутую красным смещением, опознал в 1963 году Шмидт в спектре одного из квазаров, дав мощный толчок исследованиям этих таинственных объектов. Серию Лаймана в спектрах небесных тел нельзя наблюдать с поверхности Земли. Дело в том, что ультрафиолетовый участок спектра полностью поглощается атмосферой, главным образом слоем озона, возникающим в верхних слоях атмосферы под воздействием солнечного излучения.

Итак, в спектрах далёких квазаров, для которых красное смещение превосходит Z = 2, ультрафиолетовые спектральные линии водорода, открытые Лайманом, перемещаются в видимый диапазон. Самую яркую из них по традиции обозначают греческой буквой альфа.

В 1971 году неожиданно оказалось, что в спектрах многих квазаров с коротковолновой стороны от широкой яркой линии альфа Лаймана видны узкие тёмные спектральные линии, подобные линиям, открытым Фраунгофером в спектре Солнца. Такие линии возникают, когда свет яркого источника проходит сквозь слои более холодных газов. Атомы холодного газа поглощают свет волн точно той длины, которые они испускают, будучи нагретыми.

Это открытие, как часто бывает, не привлекло сразу внимания учёных. Потребовалось значительное улучшение качества электронной аппаратуры, применяемой астрономами для исследования спектров слабых источников. В строй вступили новые схемы, способные регистрировать приход единичных фотонов.

Систематические исследования спектральных линий поглощения, сопровождающих альфу Лаймана, были начаты в 1980 году американскими учёными под руководством В. Сарджента. Они увидели, что в коротковолновой окрестности линии альфа Лаймана простирается область непрерывного излучения, прорезанная десятком узких линий поглощения. Прибор нарисовал кривую, которая выглядит как еловый лес, отражающийся в водной глади: ели стоят сплошной стеной, а их вершины кажутся расположенными внизу. Сбоку на этой картине возвышается высокой и широкой вершиной изображение альфы Лаймана.

Так возникло и удержалось в научной литературе название — лес альфы Лаймана.

Какие тайны скрывает этот лес?

Помните, мы уже упоминали о том, что наиболее удалённые из галактик, видимых в лучшие телескопы, имеют значение красного смещения Z меньше чем единица? Астрономы могли только гадать: что же находится и происходит в огромном объёме, лежащем за этим пределом?

До тех пор пока не войдут в строй телескопы следующего поколения, составленные из многих зеркал, согласованно подчиняющихся командам ЭВМ, нечего и мечтать увидеть или сфотографировать за этим пределом объекты менее яркие, чем квазары.

Неожиданную возможность предоставил лес альфы Лаймана. Изучая его, расшифровывая информацию, закодированную в виде образующих его деревьев спектральных линий, можно получить информацию о том, что находится между нами и квазарами. Можно проникнуть мысленным взором туда, откуда к нам не доходит свет объектов менеё ярких, чем квазары.

Впрочем, неведомое и этим путём не может быть полностью изучено с поверхности Земли. Для квазаров с Z меньшим чем 1,7, альфа Лаймана и её лес испытывают слишком малое красное смещение, чтобы пройти сквозь слой озона. Эту узкую зону с Z от 1 до 1,7 можно прощупать только с искусственных спутников Земли, которые движутся за пределами слоя озона.

Что же увидели учёные в лесу альфы Лаймана?

Оказалось, что каждая из линий, образующих этот лес, связана с поглощением света квазара при его прохождении через огромные облака атомарного водорода. Это именно отдельные облака. Каждое из них ограничено в пространстве. Расстояние до облаков может быть определено из величины красного смещения — скорости удаления от нас каждого облака. Удаления, обусловленного фридмановским расширением той области пространства, которое включает данное облако. Каждое из этих облаков, расположенных на пути, по которому к нам идёт свет квазара, оставляет свою метку, свою линию поглощения, входящую в состав леса Альфы Лаймана. Речь идёт именно об отдельных облаках. Если бы всё космическое пространство было равномерно заполнено атомарным водородом, спектральные линии поглощения слились бы воедино, вызывая лишь ослабление света, приходящего к нам от квазара.

Убедительным подтверждением этой точки зрения является несхожесть структуры леса альфы Лаймана для различных квазаров. Ведь свет от них идёт к нам различными путями. Значит, он проходит через различные облака атомарного водорода, находящиеся на различных расстояниях от нас и имеющие индивидуальные значения величины красного смещения.

Исследуя спектральные линии поглощения, принадлежащие лесу альфы Лаймана данного квазара, учёные установили, что на каждый нейтральный атом водорода в облаке приходится около ста тысяч протонов (ионизированных атомов водорода). Удалось установить и массу облаков. Она огромна и обычно равна от 107 до 108 солнечных масс.

В 1984 году американские учёные, руководимые К. Фольтцем, установили, что размеры облаков сопоставимы с размерами галактик. При этом они опирались на одну интересную идею Эйнштейна. Речь идёт о гравитационных линзах — огромных областях пространства, геометрия которых искривлена скоплением колоссальных масс материи. Проходя через искривленное пространство, изгибаются и лучи света. При удачном стечении обстоятельств наблюдатель может видеть квазар, расположенный за гравитационной линзой, раздвоенным. Сейчас известно семь гравитационных линз, образующих по два изображения находящихся за ними квазаров.

Доказательством того, что это действительно удвоенное изображение одного и того же квазара, служит полное совпадение линий, образующих лес альфы Лаймана, в каждом из них.

Этот результат показывает, что облако водорода, образующего каждую из линий поглощения, связано с галактикой, невидимой из-за большого расстояния. Если бы облако было больше типичной галактики, то линии леса были бы сдвинутыми. Если бы они были меньше неё, то в лесу были бы и другие «деревья». К этому мы ещё вернёмся.

Так открылась одна из тайн космоса. Размеры облаков столь велики (несколько десятков тысяч световых лет), что их собственные гравитационные силы не смогли бы удержать их от расширения. Их удерживает гравитация, сдерживающая и звёзды в галактиках. Источником этой гравитационной силы является огромная масса невидимых нейтрино, стянутых в незримое облако гравитационными силами на ранней стадии эволюции Вселенной.

Признав, что водородные облака — порождение столь отдалённой эпохи, следует принять и то, что в их состав не входят другие элементы, кроме гелия. Но обнаружить в этих облаках присутствие гелия с поверхности Земли мешает слой озона, поглощающий излучение, исходящее от атомов гелия. Увидеть его — задача космической астрономии. Космические телескопы позволят сделать контрольный замер: определить отношение количества водорода к количеству гелия. Другие методы уже дали ответ: это отношение, как и предсказала теория Большого взрыва, составляет три к одному.

Теорией Большого взрыва учёные называют модель ранних этапов эволюции Вселенной. Началом в этой модели возникновения мира является взрывоподобное, быстрое расширение плотной горячей массы первоначальной материи.

В спектрах леса Альфы Лаймана, полученных у нескольких квазаров, помимо линий поглощения водорода обнаружены спектральные линии сравнительно тяжёлых элементов — углерода, кремния и магния. Так закодирована ещё одна тайна. Расшифровка спектров показала, что в этих случаях луч зрения от квазара к телескопу проходит не через край водородного облака, а через его центральные области, проникая сквозь галактику, «спрятанную» в этом облаке. Точнее, луч зрения проходит через галактический диск или через гало, окружающее эту галактику, то есть через области, где, как показали исследования видимых, близких к нам, галактик, присутствуют эти элементы.

Французский учёный Ж. Бержерон специально исследовал эту проблему. К каким выводам привели его раздумья и наблюдения? Действительно, в тех случаях, когда свет квазара проходил сквозь гало видимой галактики, в этом гало обнаружено красное смещение, совпадающее с красным смещением линий тяжёлых элементов в лесу альфы Лаймана этого квазара.

Так возник ещё один способ увидеть невидимое. Анализируя «состав» леса Альфы Лаймана от невидимых галактик, можно многое узнать о них, например место нахождения, направление. Можно даже прикинуть расстояние до галактик, расположенных много дальше за ними. Это очень ценный метод, так как пока нельзя увидеть даже более близкие галактики. Надежда на огромные телескопы, находящиеся ещё в стадии проектирования.

Уже зафиксированы случаи, когда луч света от квазара проходит через области, где плотность атомов водорода в 1000 раз больше, чем в обычных облаках, образующих лес Альфы Лаймана. Во всех этих случаях в спектре появляются сильные линии тяжёлых элементов. Учёные сделали вывод, что в этих случаях луч света квазара проходит через центральный диск молодой галактики. В одном из таких случаев значение Z равнялось 3,3. Значит, галактика возникла лишь через несколько миллиардов лет после Большого взрыва. Наличие линий тяжёлых элементов в её спектре свидетельствует о том, что в ту раннюю эпоху уже произошли взрывы сверхновых звёзд первого поколения. Ведь элементы, тяжелее чем литий, могли образоваться только в результате таких взрывов. Существенно, что молекулярные облака и пыль в то время ещё не образовались, иначе их присутствие отобразилось бы в структуре спектров.

Наблюдения леса альфы Лаймана, позволяющие опознавать галактики за пределами видимости, уже дали возможность обнаружить огромные скопления галактик, находящихся в стенках «пены», заполняющей Вселенную. Пеной физики называют самые большие из структур, возникших, когда Вселенной было всего 3 миллиарда лет. Так была ещё раз подтверждена теория образования галактик из продуктов Большого взрыва, разработанная советским учёным Я. Б. Зельдовичем.

Эта теория существенно уточнила знания, полученные Ньютоном о строении Вселенной. Ньютон считал, что если в начале существования Вселенной образующее её вещество было распределено равномерно, то силы тяготения нарушат однородность, собрав это вещество во множество шарообразных скоплений.

Зельдович показал, что в процессе гравитационного сжатия шарообразные структуры, о которых писал Ньютон, оказываются неустойчивыми. Они постепенно превращаются в дискообразные структуры, Зельдович назвал их блинами. По мере утончения блина его поверхность возрастает.

Так как блины расположены в пространстве хаотически, то они постепенно соприкасаются между собой. При этом образуется хаотическая система, в которой блины превращаются в тонкие (по космическим масштабам) стенки, богатые веществом. Они окружают огромные пустоты, напоминая этим пену. В стенках пены со временем возникают галактики. Где соприкасаются два блина — две стенки, плотность вещества оказывается большей, чем в стенках. Поэтому там рождается большее количество галактик — скопление галактик. Где соприкасаются сразу три стенки, плотность вещества оказывается ещё большей. В таких местах обнаружены сверхскопления галактик.

Наблюдения подтвердили справедливость этой теории. Астрономы обнаружили во Вселенной огромные пустоты, лишённые галактик, и усеянные галактиками причудливые поверхности, ограничивающие эти пустоты. Скопления галактик расположены вдоль линий соприкосновения этих поверхностей. В свою очередь сверхскопления галактик обнаруживаются там, где пересекаются контуры пространств, населённых рядовыми скоплениями галактик.

Интересно, что плотность облаков, образующих линии леса Альфы Лаймана и имеющих большие красные смещения, превосходит плотность тех облаков, для которых красные смещения меньше. Такое уменьшение свидетельствует о втягивании вещества облаков внутрь звёзд, образующих галактику, сожительствующую с облаком.

Исследования тайн леса альфы Лаймана постепенно расширяются. Астрофизики возлагают большие надежды на новые возможности, открываемые телескопами, расположенными на искусственных спутниках Земли. В этой загадочной области космологии каждый день может стать днём сенсации. Эта наука развивается на наших глазах. Возможно, нам предстоит встреча с великими открытиями. Следите за сообщениями о достижениях науки.