Как появилась Вселенная? Большие и маленькие вопросы о космосе

Раскалённые недра Солнца испускают свет всех цветов; наши глаза воспринимают их смесь как белый свет. Когда этот свет проходит сквозь менее плотные внешние слои Солнца, в их атомах начинаются квантовые скачки. Каждый фотон, энергия которого соответствует величине скачка, поглощается. Потом он быстро излучается, но на этот раз в случайном направлении. В результате телескопы на Земле получают спектры с линиями поглощения, в точности соответствующими энергии электронных скачков. Таким же образом объясняются и эмиссионные спектры, которые наблюдаются, когда телескоп не направлен прямо на яркий источник света. Излучённые фотоны хорошо видны на относительно тёмном фоне. Квантовые скачки также позволяют нам видеть «отпечатки пальцев» атомов во внешней атмосфере Солнца во время затмений или в межзвёздных пылевых облаках.

Модель атома Бора ещё много раз модифицировалась и улучшалась, прежде чем в конце концов уступила место полному квантовому описанию с волновыми функциями и вероятностями. Это стало возможным только, когда все математические элементы квантовой механики были наконец разработаны. Однако идея дискретности атомной энергии и механизм взаимодействия электронов со светом остались неизменными. Квантовая физика объяснила спектральные наблюдения астрономов. Но, что было ещё важнее, каждый новый теоретический метод, который появлялся в квантовой теории света и вещества, открывал новый путь интерпретации результатов исследований звёзд. Так возникла астрофизика – новая наука, изучающая жизненные циклы звёзд, планет и других объектов Вселенной. Учёные теперь не ограничивались нанесением на звёздные карты положений планет и звёзд – они начали понимать глубинную природу этих тел.

Открытие квантования энергетических уровней в атомах открыло и современную эру квантовой механики. Понимание строения атома привело к революции в астрономии и космологии. Каждую ночь телескопы по всему миру направлялись на небо. А те, что не ограничены оптической частью электромагнитного спектра, чувствительны к радиоволнам или волнам миллиметровой длины, могли и могут вести наблюдения и днём.

Телескопы решают две главных задачи. Первая – построение изображений, фотографирование небесных тел и целых участков неба. Из этих картин можно узнать очень много: например, сколько звёзд в галактиках и галактик во Вселенной. Но если мы ведём наблюдения через светофильтры и можем сравнить, что мы видим в синих лучах с тем, что видим в зелёных или красных, нам открывается гораздо больше тайн. Зная цвет звезды, мы можем определить её температуру, а зная цвет галактики – судить о жизненном цикле входящих в неё звёзд.

Однако по-настоящему могучим исследовательским инструментом телескоп делает спектроскопия. Воспроизводя опыт Ньютона с призмой в гораздо большем масштабе, астрономы разлагают свет далёких звёзд и галактик на составляющие. Стеклянные призмы для этого теперь применяются редко. В современной астрофизике используются гораздо более эффективные дифракционные решётки. Хороший бытовой пример последней – обычный компакт-диск. Даже с хорошей призмой увидеть спектр нелегко: свет должен падать на неё под строго определённым углом, и к тому же дважды переходить из одной среды в другую (из воздуха в стекло, в потом из стекла опять в воздух). А на поверхность компакт-диска достаточно взглянуть почти при любом свете – и вы увидите яркую радугу.

Чего же ищут астрономы в разложенном в спектр свете далёких небесных тел? Эти крохотные радуги наполнены разнообразной информацией об источнике света. По ним можно, например, отличить источники, светящиеся благодаря высокой температуре (такие, как звёзды), от более сложного излучения вещества, движущегося со сверхвысокими скоростями и обладающего громадной энергией (например, вещества, с огромной скоростью вращающегося вокруг сверхмассивных чёрных дыр в ядрах активных галактик – квазаров

).

Набор радужных эмиссионных линий от источника подробно рассказывает об электронных переходах в атомах. В случае звёзд эти же линии обычно видны как линии поглощения: атомы в звёздных атмосферах поглощают свет вполне определённых частот, и в них тоже происходят электронные переходы, только в обратном направлении. Впрочем, иногда, в зависимости от физических условий в атмосферах, электроны и здесь спускаются с более высоких энергетических уровней на нижние, испуская световые фотоны, которые образуют в спектре линии излучения, а не поглощения.