В спектрах квазаров встречаются линии поглощения двух типов[180]. Линии поглощения – это узкие темные области спектра, возникающие из-за того, что излучение данных частот было поглощено объектами в пространстве, которое преодолел свет. Есть линии, порожденные элементами, образующимися в звездах, например неоном, углеродом, магнием и кремнием. И есть скопище линий поглощения водорода на коротких волнах. После долгого изучения стало ясно, что первый тип линий связан с химически обогащенным газом в галактическом гало на луче зрения в направлении на квазар. Линии водорода обязаны своим происхождением первичному водороду в огромном космическом пространстве между галактиками (илл. 32)[181].

Абсорбционная спектроскопия чувствительна даже к крохотным количествам газа и позволяет зарегистрировать тусклые или темные газовые облака всего в 10–100 солнечных масс на расстоянии в миллиарды световых лет. Модель расширяющейся Вселенной определяет соотношение между красным смещением и удаленностью, поэтому спектр, то есть карту длин волн, легко превратить в карту красного смещения или расстояния. Как в нашей недавней аналогии, длинный черный ящик – это путь через Вселенную, квазары – маяки в его дальнем конце, астрономы получают спектры маяков, чтобы узнать, какое вещество находится в промежуточном пространстве. Это своего рода пробы, взятые из ядра Вселенной, указывающие на «слои» вещества по космическим, а не геологическим эпохам. Были обнаружены квазары с большим красным смещением – z = 7, и эти образцы могут охватывать 95 % возраста Вселенной. Спектры поглощения квазаров позволили доказать, что в межгалактическом пространстве содержится в восемь раз больше вещества, чем во всех звездах всех галактик Вселенной[182].

Квазары также используются и как зонды для исследования Вселенной. Вернемся к свету, проходящему через «длинный черный ящик» Вселенной. Пространство по большей части пусто, но есть маленький шанс, что свет далекого квазара пройдет напрямую через галактику или скопление галактик. Согласно общей теории относительности Эйнштейна, свет будет отклонен массой встречного тела. При идеальных условиях точечный источник света, квазар, превращается в круг света – так называемое эйнштейновское кольцо. При небольшом отклонении точечный источник выглядит как двойное изображение[183]. Вероятность этого всего 1 %, поэтому, пока не были открыты сотни квазаров, это явление не наблюдалось. Поскольку линзирование работает как для темной, так и видимой материи, оно послужило доказательством того, что темная материя – обязательный компонент галактик, и ее в шесть раз больше по массе, чем обычной материи.

Квазары являются великолепным инструментом изучения Вселенной, – и это неожиданный бонус. Во Вселенной – десять тысяч миллиардов звезд в нескольких сотнях миллиардов галактик. Однако квазары говорят о том, что значительно большая масса находится в пространстве между галактиками, а еще больше массы является темной и ее невозможно обнаружить никакими другими способами. Все звезды и галактики составляют лишь 2 % вещества Вселенной!

Давайте вернемся к истории открытия квазаров. Чтобы обнаружить и понять квазары, нужна спектроскопия. Оптический спектр используется для измерения красного смещения, с помощью которого можно рассчитать светимость. По высококачественному спектру измеряется масса черной дыры. Однако процесс шел медленно. Большие телескопы могли получать спектр лишь одного кандидата за раз. На протяжении 1960-х и 1970-х гг. постепенно число известных квазаров выросло – от нескольких десятков до нескольких сотен.

Первый прорыв был совершен благодаря телескопам со специальной оптикой, позволяющей делать изображения больших сегментов неба. Строительство телескопа Шмидта с широким полем в Паломарской обсерватории было завершено в 1948 г., и в течение 1950-х гг. он использовался для исследования всего неба Северного полушария в двух цветах. Было получено почти 2000 фотографических пластинок. Каждая пластинка охватывает 36 квадратных градусов – это примерно размер сжатого кулака с расстояния вытянутой руки. Исследование финансировало Национальное географическое общество в рамках дополнительной космической программы, входящей в работы по картированию мира. Близнец паломарского «Шмидта» был построен в Австралии, с его помощью южное небо исследовали на протяжении 1970-х гг. Каждое изображение включало миллион галактик и 10 000 квазаров и активных галактик.

Для поисков 1 % галактик с активностью в ядре требуется дополнительная информация. Инженеры-оптики сконструировали большую призму, которую поместили на оптическом пути телескопа Шмидта. Через нее каждый слабый источник света размазывался в крохотный спектр на фотопластинке. Квазары имеют четкие и широкие эмиссионные линии; и ученые надеялись, что они будут различимыми, поскольку эмиссионная линия будет выглядеть как капля поверх полосы (илл. 33). Чтобы находить квазары на глаз, требовался огромный опыт, но были созданы приборы, способные сканировать и оцифровывать пластинки и искать квазары с помощью алгоритмов, отличающих их от более многочисленных звезд и галактик.

В охоте на квазары я применял именно этот метод. Дело было в Кунабарабране, в горах Варрамбангл австралийского штата Новый Южный Уэльс. Этот сонный городок на краю Аутбэка служит базой для британского телескопа Шмидта – близнеца «Шмидта» из Паломарской обсерватории, расположенного в Южном полушарии[184]. Меня отправили туда как магистранта Эдинбургского университета для участия в исследовании с использованием фотографической призмы. Попасть из мрачной шотландской зимы в жаркое австралийское лето было весьма приятно. Несколько дней после прибытия я тренировался в фотолаборатории, затем ночами вел наблюдения и проявлял фотопластинки, после чего отправлялся спать. Длина фотопластинки была 35 см, толщина – миллиметр, и управляться с ними в темноте было очень сложно. Это давняя история, но до сих пор я с болью вспоминаю, как перебил дюжину таких пластинок и потерял результаты многих часов работы телескопа. Иногда боль была реальной – края пластинок были остры, как бритва, и моя кровь капала в проявитель или фиксаж.