Знание-сила, 2001 №11 (893)

Так возникло первое представление о «начале Вселенной», впрочем, пока еще без названия и даже без того эффектного взрыва, каким мы представляем себе рождение Вселенной сегодня. Нынешнее название этому безымянному «началу начал» дал, как ни странно, заядлый противник теории Леметра – знаменитый английский астрофизик Фред Хойл. («Может ли теория быть научной, – громыхал Хойл с лекционных трибун, – если ее придумал поп, а одобрил папа римский?!» Кстати, Ватикан не просто одобрил теорию, но даже объявил ее научным подтверждением доктрины «сотворения мира».) Именно Хойл на одной из своих публичных лекций обозвал внезапное раздувание «первичного атома» Биг Бэнгом, в переводе с английского «Большой хлопушкой», и это насмешливое прозвише неожиданно для автора закрепилось в качестве научного термина. У Хойла были основания высмеивать «Большую хлопушку». В то время у теории Биг Бэнга не было других экспериментальных подтверждений, кроме хаббловских, а они были весьма и весьма сомнительны.

Следующий шаг в развитии теории Биг Бэнга сделал ученик Фридмана Георгий Гамов, который в 1931 году эмигрировал в США. Будучи специалистом в физике элементарных частиц (он учился у Резерфорда и Бора), Гамов понял, что те огромные плотности, которые неизбежно должны были царить в «первичном атоме» Леметра, создавали необходимые условия для синтеза атомных ядер из более элементарных и легких частиц. Но он осознал также, что такой синтез может пойти по разным путям в зависимости от температуры Биг Бэнга, то есть от того, была ранняя Вселенная горячей или холодной.

Земля пережила свой «Большой Взрыв» – появление человека (.. «Адам и Ева»)

В «горячем» Биг Бэнге, по его расчетам, столкновения исходных частиц должны были вести к образованию ядер водорода, затем – через тяжелый водород, дейтерий, – ядер гелия и частично лития. Но поскольку при высоких температурах скорости частиц были достаточны, чтобы разрушить ядра дейтерия, то и образование гелия приостанавливалось.

В «холодном» же Бэнге синтез гелия должен был продолжаться. Гамов был убежден, что «первичный атом» («илем», в его терминологии) имел температуру в миллиарды градусов, и потому нынешняя Вселенная должна состоять на 75 процентов из водорода и дейтерия и лишь на 25 процентов из гелия и какой-то ничтожной доли лития. (В нынешней Вселенной есть еще около 0,000001 процента более тяжелых атомов, но они были созданы позднее, в «печах» так называемых сверхновых звезд.)

Позднее астрономические наблюдения подтвердили полную точность гамовских предсказаний и его модели «горячей» ранней Вселенной. Но в сороковые годы, когда эта теория только создавалась, она вызывала серьезные возражения прежде всего потому, что Гамов вслед за Хабблом и Леметром принимал абсурдно малый возраст Вселенной. И тогда в поисках других подтверждений своей теории горячего Биг Бэнга Гамов выдвинул новую идею.

«Эхо Большого Взрыва»: результаты измерений реликтового излучения, проведенных телескопами «Бумеранг» и «Максима», а также спутником "COBE" четко вписываются в модель «плоской Вселенной»

1 – относительная интенсивность температурных колебаний реликтового излучения; 2-угол небосвода, градусы; 3 – «Максима»; 4 – «Бумеранг»; 5 – «СОВЕ»; 6 – лучшая модель Вселенной

На сей раз он указал, что горячая ранняя Вселенная неизбежно должна была порождать мощнейшее излучение на всех длинах волн. Фотоны этого излучения совместно с первыми родившимися элементарными частицами (сейчас мы знаем, что это были кварки, нейтрино и электроны) создавали ту «первичную плазму», которая и была новорожденной Вселенной. Плотность этой плазмы была так велика, что фотоны то и дело натыкались на частицы и меняли направление полета. В результате они не столько летали, сколько «ползали» в этой гуще. (Отдаленным и слабым подобием этого «ползанья» может служить движение фотона, выходящего из недр нашего Солнца. Кто-то подсчитал, что из-за столкновений с частицами вещества этот фотон тратит миллион лет (!) на то, чтобы добраться до поверхности Солнца, и всего восемь с лишним минут, чтобы долететь оттуда до Земли.)

Но поскольку Вселенная расширялась, она продолжала охлаждаться, и в какой-то момент (позднее было подсчитано, что это произошло примерно через 300 тысяч лет после Биг Бэнга) температура плазмы упала до 3000 – 2700 градусов. При такой температуре средняя энергия фотонов (снижавшаяся вместе с температурой) вдруг стала меньше кулоновского притяжения электронов и протонов друг к другу, и эти частицы смогли беспрепятственно объединиться в атомы водорода («рекомбинировать»). Оказавшись связанными в атомах, частицы перестали мешать движению фотонов, и Вселенная внезапно стала «прозрачной» для излучения: произошло так называемое расцепление света и вещества. Излучение отделилось от вещества и повело совершенно независимую жизнь. Оно, конечно, осталось в той же Вселенной, куда еще ему было деться, но, начиная с этого момента, практически перестало взаимодействовать с веществом. Такое «остаточное излучение», рассудил Гамов, может быть важным свидетельством в пользу теории «горячего» Биг Бэнга.

Где, однако, искать следы того, что произошло через 300 тысяч лет после Биг Бэнга, то есть практически 15 миллиардов лет назад? Ученики Гамова Альфер и Харманн занялись этим вопросом и в 1948 году опубликовали статью, где утверждали, что следы этого остаточного излучения (которое за 15 миллиардов лет должно было стать, по их оценке, до 10 градусов Кельвина) могут и по сей день сохраняться в космосе и именно там их и следует искать. Но, увы, они сочли, что следы эти слишком слабы, чтобы их обнаружить, и поэтому вся их идея вскоре забылась без последствий.

Однако спустя пятнадцать лет она была переоткрыта заново. Ее переоткрывателем стал уже упомянутый выше Роберт Дикке, в начале шестидесятых годов возглавивший в Принстоне отдел исследования гравитации. Дикке независимо от Гамова своим путем пришел к гипотезе горячей ранней Вселенной и к выводу, что такая Вселенная должна была оставить по себе некое «остаточное излучение». Но, в отличие от Гамова и его учеников, он решил поискать следы этого излучения. Практическую часть задачи он поручил своим ученикам, Роллу и Вилкинсону, а теоретическую – Пиблзу. Тот быстро подсчитал, что остаточное излучение должно быть изотропным и холодным (он тоже оценил его нынешнюю температуру примерно в 10 градусов Кельвина).