Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

Реликтовое излучение за десять лет до Пензиаса и Вильсона чуть не открыли в Европе. В 1955 г. французский радиоастроном Эмиль Ле Ру и его коллеги просканировали небосвод на волне длиной 33 см, используя параболическую антенну от трофейного немецкого радиолокатора времен Второй мировой войны. Они выявили изотропное излучение чернотельного типа, температура которого, по их оценке, не превышала 3 K [46] Dennise, J.-F. Le Roux E. et Steinberg J. C. Nouvelle observations du rayonnement du ciel sur la longeur d'onde 33 cm // Comptes Rendus (1957), 244: 3030–3033. . Скорее всего, это и было реликтовое излучение, однако французские ученые не пошли дальше определения верхнего предела его температуры. К тому же в другой работе того же года, одним из авторов которой также был Ле Ру, этот предел определен уже в 20 K, а трехкельвиновая оценка объяснена недостаточным учетом ошибок измерений.

Осенью того же года совсем близко к открытию подошел аспирант ФИАН Тигран Шмаонов. Подобно Пензиасу с Вильсоном, он проводил наблюдения за небосводом на волне 3,2 см с помощью рупорной антенны Пулковской обсерватории. В ходе этих наблюдений он заметил фоновое изотропное излучение со средней температурой около 3,5 K. Его происхождение он обсуждал с радиоастрономом Юрием Парийским (тогда аспирантом, а впоследствии академиком и создателем радиотелескопа РАТАН-600). Шмаонов предположил, что излучение возникло внутри Млечного Пути, но Парийский заверил его, что это невозможно. К сожалению, Шмаонов смог оценить температуру излучения лишь с большой погрешностью (±3 K), что сильно затруднило интерпретацию его результатов. По завершении диссертации он получил другую тему и к прежней работе уже не возвратился. К тому же он опубликовал свою статью в малочитаемом астрономами журнале [47] Шмаонов Т. А. Методика абсолютных измерений эффективной температуры радиоизлучения с низкой эквивалентной температурой // Приборы и техника эксперимента (1957). № 1. С. 83–86. . Случись иначе, неизвестно, кто и когда отправился бы в Стокгольм за Нобелевской премией.

В определенном смысле реликтовое излучение было предсказано очень давно, в самом начале 1930-х гг. Это сделал замечательный американский физик и космолог Ричард Толмен. Он первым занялся термодинамикой нестационарной, но однородной Вселенной, соответствующей космологическим моделям Александра Фридмана и Жоржа Анри Леметра (и, как частный случай, модели плоской расширяющейся вселенной, предложенной Альбертом Эйнштейном и Виллемом де Ситтером). В статье, опубликованной в 1931 г., он показал, что при достаточно высокой плотности материи спектр пронизывающего пространство электромагнитного излучения должен иметь практически чернотельный характер, то есть с высокой точностью соответствовать формуле Планка [48] Tolman, Richard C. On the Problem of the Entropy of the Universe as a Whole // Physical Review (1931), 37: 1639. . В этой работе он первым отметил, что по мере расширения Вселенной излучение должно остывать из-за увеличения длин волн фотонов. Наконец — и это самое важное! — Толмен математически продемонстрировал, что если на некоторой стадии расширения однородной Вселенной она заполнится излучением с чернотельным спектром, то в дальнейшем эта форма спектра сохранится независимо от наличия или отсутствия материи. Это был очень глубокий вывод, который с течением времени полностью подтвердился. Оставшееся от эпохи рекомбинации реликтовое излучение во все эпохи, включая нашу, описывается формулой Планка, причем его температура со временем уменьшается обратно пропорционально росту масштабного фактора.

Второе предсказание реликтового излучения было гораздо конкретней. В его основе лежала теория возникновения химических элементов в начале существования Вселенной, которую к 1948 г. построили профессор Университета Джорджа Вашингтона Георгий Антонович Гамов и его бывший аспирант, а к тому времени сотрудник Лаборатории прикладной физики Университета Джонса Хопкинса Ральф Ашер Альфер. За первичное сырье для синтеза водорода и более тяжелых элементов они приняли сильно сжатый и нагретый до миллиардов кельвинов газ из свободных нейтронов, которым, согласно их модели, было заполнено пространство юной Вселенной. Когда давление этого газа в результате расширения Вселенной упало ниже определенной величины, нейтроны начали распадаться на протоны (то есть ядра водорода) и электроны. Новорожденные протоны, по мысли Гамова и Альфера, сливались с нейтронами, порождая ядра дейтерия. Затем следовала цепочка новых ядерных реакций с захватом нейтронов, которые привели к синтезу гелия и более тяжелых элементов.

Хотя модель космического нуклеосинтеза, развитая Гамовым и Альфером, оказалась во многом неверна (сейчас известно, что элементы тяжелее бериллия не могли образоваться в ранней Вселенной и появились лишь в недрах звезд), она сыграла огромную роль в развитии космологии и астрофизики. Ключевая идея Гамова и Альфера о горячем начале Вселенной в дальнейшем полностью подтвердилась. Стоит отметить, что ставшее ходовым в современной лексике — и превратившееся в мем — выражение «Большой взрыв» (Big Bang) появилось именно как реакция (причем негативная) на эту модель. Его в 1949 г. впервые использовал в сильно уничижительном смысле радикальный противник этой теории, знаменитый британский астрофизик Фред Хойл в радиолекции на канале Би-би-си. С тех пор возражения Хойла рассеялись, как дым, а теория Большого взрыва (конечно, в позднейшей интерпретации) легла в основу современного понимания эволюции Вселенной.

В этом же 1948 г. уже без участия Гамова была выполнена работа, от которой без всяких оговорок можно отсчитывать историю теоретических исследований реликтового излучения. Она принадлежала Альферу и его старшему коллеге по Лаборатории прикладной физики Роберту Герману, который занимался спектроскопией и физикой конденсированных сред. Эта замечательная статья [49] Alpher R. A. and Herman, R. C. Evolution of the Universe // Nature (1948), 162: 774–775. содержит явное предсказание существования реликтового излучения.

Еще в докторской диссертации Альфера было отмечено, что частицы юной Вселенной погружены в море высокоэнергетичных фотонов, чья суммарная энергия очень сильно превосходит энергию частиц. В новой работе соавторы использовали стандартное уравнение, описывающее эволюцию масштабного фактора Вселенной, которое применили для сравнения плотности частиц ρ matи плотности энергии фотонов ρ radв разные эпохи. Как уже говорилось, при расширении Вселенной ρ matпадает в обратной пропорции к кубу масштабного фактора, в то время как ρ radуменьшается обратно пропорционально его четвертой степени. Решение этого уравнения (что любопытно, на аналоговом компьютере, по тем временам это было делом весьма новым) показало, что обе плотности сравнялись, когда возраст Вселенной достиг 3,5 × 10 14секунд, или примерно 10 млн лет (57 000 лет по современным данным!). Соответственно, в этот момент температура фотонов, имевших, как предсказал Толмен, чисто планковский спектр, составляла 600 K (нынешняя оценка — приблизительно 10 000 K), а к современной эпохе упала до 5 K. Таким образом, Альфер и Герман пришли к выводу, что космическое пространство заполнено изотропным микроволновым излучением.