Стивен Вайнберг - Первые три минуты [litres]

(Предвидя возражения профессионалов, поясню: радиоинженеры часто говорят об интенсивности радиоизлучения в терминах так называемой антенной температуры, несколько отличающейся от «эквивалентной». Тем не менее для длин волн и интенсивностей, с которыми работали Пензиас и Вильсон, оба эти понятия практически тождественны.)

Итак, эквивалентная температура обнаруженных Пензиасом и Вильсоном радиопомех оказалась равной 3,5 градуса выше абсолютного нуля (точнее, между 2,5 и 4,5 градуса). Температуры относительно абсолютного нуля, а не точки плавления льда отсчитываются по шкале Кельвина. То есть наблюдаемый Пензиасом и Вильсоном радиошум имел «эквивалентную температуру» в 3,5 Кельвина (сокращенно – 3,5 К). Это было гораздо больше, чем ожидалось, хоть и очень мало по абсолютной шкале. Неудивительно, что исследователи долго размышляли над этим результатом, прежде чем его опубликовать. И уж, конечно, тогда никто не мог предположить, что он ознаменует собой величайший – после открытия красного смещения галактик – скачок в космологии.

Происхождение таинственного микроволнового шума вскоре начало проясняться – не без помощи «невидимой коллегии» астрофизиков. Пензиас как-то позвонил – совсем по другому вопросу – радиоастроному Бернарду Бурке из Массачусетского технологического института (МИТ). Тот от своего коллеги Кена Тернера из Института Карнеги знал о докладе, который в Университете Джонса Хопкинса прочитал молодой принстонский теоретик Ф. Дж. Э. Пиблс. Последний утверждал, что от ранней Вселенной должно было остаться фоновое радиоизлучение с эквивалентной температурой порядка 10 К. Кроме того, Бурке был в курсе, что Пензиас измеряет температуры радиошумов, поэтому заодно спросил, как идут наблюдения. Пензиас ответил, что в основном все в порядке, однако в результатах есть нечто не до конца понятное. И Бурке посоветовал Пензиасу обратиться к физикам из Принстона, у которых могли быть интересные идеи по поводу того, что регистрирует антенна.

В своем докладе, а также в препринте, написанном в марте 1965 г., Пиблс обсуждал излучение, которое могло сохраниться со времен ранней Вселенной. В общее понятие «излучение», конечно, входят электромагнитные волны всех длин: не только радиоволны, но и инфракрасный свет, и видимый, и ультрафиолет, и рентгеновские лучи, и очень коротковолновое излучение, известное как гамма-излучение (см. табл. на с. 213). Четких границ между этими видами излучений не существует – с изменением длины волны одна разновидность постепенно переходит в другую. Пиблс отмечал, что, если бы в первые минуты своей жизни Вселенная не была заполнена мощным электромагнитным фоном, ядерные реакции протекали бы настолько стремительно, что львиная доля имеющегося водорода «переплавилась» бы в тяжелые элементы. Но это противоречит наблюдениям: современная Вселенная на три четверти состоит из водорода. Убавить огонь в этом ядерном котле могло предположительно излучение огромной эквивалентной температуры на коротких волнах. Оно бы тут же разбивало рождающиеся атомные ядра.

Мы еще увидим, что в процессе дальнейшего расширения это излучение никуда не исчезает – просто его эквивалентная температура падает обратно пропорционально размеру Вселенной. (Мы покажем, что это на самом деле проявление красного смещения, о котором мы говорили в предыдущей главе.) Следовательно, сейчас Вселенная тоже заполнена излучением, только его эквивалентная температура сегодня во много-много раз меньше, чем была в первые минуты. Пиблс оценил, какова должна была быть температура излучения в ранней Вселенной, чтобы количество произведенного тогда гелия и тяжелых элементов не превысило известные пределы. А зная эту величину, он посчитал его современную температуру, получившуюся равной 10 К.

Эта цифра оказалась несколько завышенной: вскоре Пиблс и другие провели более подробные вычисления и выдали более близкое к реальности число (об этом мы расскажем в главе 5). Препринт Пиблса в своей первой версии так и не был опубликован. Однако сделанный в нем вывод был в общих чертах верен: зная, сколько водорода во Вселенной сейчас, мы вынуждены заключить, что в первые мгновения существования в ней должно было быть невероятно много излучения, из-за которого тяжелые элементы не могли образовываться в больших количествах. С тех пор из-за расширения Вселенной эквивалентная температура излучения упала до считаных градусов Кельвина, и теперь оно представляется нам в качестве фоновых радиопомех, приходящих с равной интенсивностью со всех направлений. Эта теория объясняла открытие Пензиаса и Вильсона как нельзя лучше. То есть холмделская антенна все-таки находилась в ящике, а ящик – это вся Вселенная. Однако эквивалентная температура, регистрировавшаяся антенной, не есть температура современной Вселенной. Говорить тут можно скорее о той, которую имело мироздание давным-давно, но уменьшенной в соответствии с тем гигантским расширением, что оно претерпело с тех пор.

Работа Пиблса на самом деле замыкала целый ряд аналогичных космологических гипотез. Еще в конце 1940-х гг. Георгий Гамов со своими коллегами Ральфом Алфером и Робертом Германом в рамках теории Большого взрыва построил модель нуклеосинтеза, а в 1948 г. оба последних на основе этой модели предсказали фоновое излучение с температурой 5 К. В 1964 г. похожие вычисления выполнили Я. Б. Зельдович в России и Фред Хойл с Р. Дж. Тейлером в Англии. Об этих работах в «Белл Лабораториз» и Принстоне поначалу ничего не знали – т. е. между их исследованиями и непосредственным открытием фонового излучения не было никакой связи, поэтому детальное изложение мы отложим до главы 6. Там же поломаем голову над забавной исторической загадкой: почему ни одна из этих первых теоретических работ не побудила ученых целенаправленно искать реликтовое излучение? [5] В русскоязычной литературе фоновое микроволновое излучение называют реликтовым (термин принадлежит советскому астрофизику И. С. Шкловскому). – Примеч. пер.

Пиблс в 1965 г. произвел свои расчеты под впечатлением от идей крупного физика-экспериментатора из Принстона Роберта Г. Дикке. (В числе заслуг последнего – новые методы приема микроволнового излучения, повсеместно применяемые в радиоастрономии сегодня.) В 1964 г. Дикке задался вопросом: а не оставила ли горячая эпоха космической истории после себя какое-нибудь напоминание, которое можно было бы наблюдать в виде излучения? Он рассуждал в рамках теории «осциллирующей» Вселенной, к которой мы обратимся в последней главе этой книги. У Дикке, по всей видимости, не было соображений относительно температуры этого излучения, однако – и это главное – он почувствовал, что в наблюдениях должно что-то появиться. Потому-то и предложил Роллу с Уилкинсоном приступить к поискам микроволнового фона, и они принялись собирать небольшую антенну с низким уровнем шума на крыше Пальмеровской физической лаборатории в Принстоне. (Для этой задачи в большом радиотелескопе нет необходимости, поскольку излучение приходит со всех сторон и более узкий пучок не дает никакого выигрыша.)