Борис Штерн - Прорыв за край мира

7.1. Арно Пензиас (справа) и Роберт Вильсон. Фото из архива Jodrell Bank Centre for Astrophysics

«Википедия» сообщает, что в 1955 году аспирант Тигран Шмаонов, работая в Пулковской обсерватории, обнаружил изотропный фон с температурой 4-5 К. Это было опубликовано в журнале «Приборы и техника эксперимента» и забыто. Наверняка кто-нибудь еще наблюдал реликтовое излучение, принял его за артефакт и пошел дальше.

И все-таки Америку открыл Колумб, а реликтовое излучение открыли Пензиас с Вильсоном. Все-таки слово «открытие» подразумевает «открытие миру», а не только себе. Здесь многое зависит и от исторического контекста. Для Пензиаса и Вильсона он был самым благоприятным.

Выше, перечисляя физические характеристики Вселенной, мы упоминали ее температуру, уменьшающуюся в ходе расширения. Соответствующая теория изначально горячей Вселенной была предложена Георгием Гамовым в конце 1940-х. Кстати, насколько Вселенная горяча? Этот вопрос Гамов пытался решить вместе с Ральфом Альфером и Робертом Германом: настолько горяча, чтобы в первые минуты ее существования «правильно» прошли ядерные реакции протонов и нейтронов, синтезировав наблюдаемое количество гелия. Более научная формулировка вопроса «насколько горяча» звучит следующим образом: «Какова удельная энтропия Вселенной?» — иными словами, сколько фотонов приходится на один протон. Ядерные реакции в ранней Вселенной шли при температуре в десятки и сотни килоэлектронвольт. Из наблюдаемого количества гелия можно определить концентрацию протонов с нейтронами (барионов) в тот момент — от плотности будет зависеть, сколько из них успеют слиться в ядра гелия. А поскольку плотность фотонов однозначно определяется температурой, то из требуемой плотности барионов получается соотношение примерно 10 9фотонов на один барион. Это отношение в ходе расширения Вселенной не меняется. Значит, и сейчас на каждый барион приходится около 10 9фотонов. И тогда современная температура Вселенной, точнее, температура излучения, оставшегося от былого теплового равновесия, должна быть 3-5 градусов Кельвина, что соответствует микроволновому диапазону. Впоследствии стало ясно, что эта оценка содержит ошибку и совпала с правильным значением случайно: только из концентрации гелия точно определить температуру сложно (зависимость довольно слабая), для этого нужна концентрация дейтерия, а тогда она не была известна.

7.2. Георгий Гамов. Фото с сайта www.aip.org

Долгое время результат Гамова с Альфером и Германом оставался в статусе сугубо теоретической модели. Кажется, никому не приходило в голову, что это проверяемо и, тем более, уже косвенно подтверждено. Ситуация изменилась только в 1960-е. Так, в 1964 году Андрей Дорош-кевич и Игорь Новиков обнародовали оценки, показывающие, что реликтовое излучение вполне может быть зарегистрировано с помощью уже существующей техники. В том же 1964 году Роберт Дикке с сотрудниками приступает к созданию изобретенного им специально для обнаружения реликтового излучения радиометра. В то же время Пензиас и Вильсон с похожим радиометром начинают астрофизические наблюдения. Обнаруживают тепловой шум, одинаковый по всем направлениям. Долго пытаются устранить этот шум, принимая его за технический артефакт. Наконец, Дикке с коллегами объясняют Пензиасу и Вильсону, что они обнаружили. Таким образом, открытие сделано случайно, но уже в то время, когда его ждали.

До сих пор реликтовое излучение остается главным источником информации в космологии. Карта реликтового излучения отражает карту неоднородностей плотности нашей Вселенной возраста 380 тыс. лет — фактически это ее детская фотография. Именно тогда плазма превратилась в нейтральный газ (момент рекомбинации) и фотоны пустились в свободное путешествие, постепенно смещаясь в красную, потом в инфракрасную, потом в микроволновую область из-за расширения Вселенной. После рекомбинации наступили темные века (dark ages), когда не существовало никаких ярких объектов, которые можно было бы обнаружить современной техникой. И только где-то через 700 млн лет из тьмы выплывают первые галактики и квазары, обнаруженные недавно в инфракрасном диапазоне. Еще до них зажглись первые звезды, не связанные с галактиками. Но этого мы пока не видим. Самый первый известный на сегодняшний день сигнал, возвестивший об окончании темных веков, — гамма-всплеск с красным смещением z = 8,2, испущенный сколлапсировавшей звездой через 630 млн после рождения Вселенной.

До сих пор на каких-нибудь форумах в Интернете можно прочесть: «Большой взрыв — спорная гипотеза». Слава богу, сомнения в шарообразности Земли (пока еще?) не высказываются. Между тем у Большого взрыва и шарообразности Земли одинаковый статус: и то и другое — твердо установленные факты. В данном случае под Большим взрывом имеется в виду расширение Вселенной из состояния с огромной плотностью и температурой (каких именно — отдельный вопрос) в соответствии с решением Фридмана (с возможными модификациями).

Красное смещение, свидетельствующее о разбегании галактик, — лишь первый аргумент. По мере совершенствования техники наблюдений всплывали всё новые свидетельства. Телескоп часто сравнивают с машиной времени — мы наблюдаем в хороший телескоп молодую Вселенную и видим, что она существенно отличается от нынешней. Галактики выглядят по-другому. Когда-то они с виду имели неправильную форму, были меньше, но ярче — рождение звезд шло раз в двадцать интенсивнее, чем сейчас. Квазаров в ранней Вселенной было тоже во много раз больше, и они были ярче нынешних. То есть мы воочию видим, как Вселенная менялась.

На самом краю досягаемости мы видим, как изменилось состояние межгалактического водорода. Сейчас он ионизован, но есть нейтральные облака. Далекие квазары играют роль маяков, просвечивая пространство. В их спектре нейтральные облака видны как линии поглощения, соответствующие самой сильной линии водорода Лайман-альфа. Причем облака находятся на разном красном смещении, и каждое вырезает свою щель в спектре. Чем дальше в красную область спектра, тем гуще идут линии (явление получило название Лайман-альфа лес). Наконец, они сливаются в одно «корыто» — никакие кванты в этом диапазоне не доходят до нас, поскольку поглощающие облака сливаются в сплошную среду, в которой нейтральных атомов хватает, чтоб поглотить всё излучение маяка выше линии

Лайман-альфа. Квазар-маяк, с помощью которого увидели это явление, называемое эффектом Ганна — Петерсона, находится на красном смещении 6,28.