Но даже эти качественные оценки не позволяют установить, сколько дейтерия было в первичной Вселенной. Вообще говоря, этот дейтерий мог оказаться как в составе звезд, так и в межзвездном пространстве. Однако внутри звезд он непрерывно перерабатывался в более сложные элементы, а так как это происходило в течение миллионов лет, то сегодня «внутризвездного» дейтерия давно уже нет. Весь дейтерий, сохранившийся в природе, — это тот, который остался в межзвездном пространстве, причем остался почти со времен Большого Взрыва, с момента своего образования. Ясно, что сохранившегося дейтерия меньше, чем первоначального (ведь какая-то его часть, как уже говорилось, сгорела в недрах звезд), и поэтому измерения нынешней концентрации дейтерия и водорода не позволяют рассчитать, какова была их относительная концентрация на старте Вселенной.
Эту концентрацию можно, однако, измерить непосредственно. Для этого нужно лишь заглянуть в далекое прошлое Вселенной. Машины времени у исследователей, разумеется, нет, но ее эквивалент известен им давно. В расширяющейся Вселенной эквивалентом времени является расстояние. Чем дальше успели разбежаться галактики и другие космические образования, тем раньше, стало быть, они возникли, а это означает, что чем датьше некий наблюдаемый астрономами объект, тем он древнее. Свет от так называемых квазаров (во многом еще загадочных гигантских квазизвездных — отсюда название — объектов на окраинах видимой Вселенной) идет к нам почти 9-10 миллиардов лет; значит, эти квазары находятся на расстоянии 9—10 миллиардов световых лет от нас, то есть это одни из самых ранних материальных образований, возникших в природе.
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.