Читать «Проклятые вопросы» онлайн - страница 73

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.

ВИДЕНИЯ ЛАЙМАНА

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.