Стивен Вайнберг - Первые три минуты [litres]

А когда, спросите вы, вообще стало технически возможным зарегистрировать 3-градусное фотоновое излучение? Ответить на этот вопрос нелегко. Мои коллеги-экспериментаторы говорят, что подобное исследование можно было провести задолго до 1965 г. – скажем, в середине 1950-х или даже 1940-х гг. В 1946 г. группа из Радиационной лаборатории МИТа, возглавляемая – кем бы вы думали? – Робертом Дикке, установила верхнее ограничение на изотропную составляющую внеземного излучения. Согласно полученным результатам, эквивалентная температура на длинах волн 1,00 см, 1,25 см и 1,50 см была меньше 20 К. Эти данные стали побочными при исследованиях атмосферного поглощения и уж точно не имели никакого отношения к наблюдательной космологии. (Примечательно, что Дикке, как он сам мне рассказал позже, обратив внимание на гипотетический космологический микроволновый фон почти 20 лет спустя, совершенно забыл о своем собственном верхнем ограничении в 20 К.)

На мой взгляд, вопрос, когда приборы стали достаточно совершенными для того, чтобы зарегистрировать 3-градусный фон, не очень важен. Интересно другое: радиоастрономы в принципе не знали, что стоит попытаться! Для сравнения вспомните историю открытия нейтрино. Когда в 1932 г. Паули впервые заговорил о нем, только безумец мог подумать, что эту частицу удастся поймать на оборудовании того времени. Но проблема не переставала будоражить умы физиков-экспериментаторов. Когда в 1950-х гг. появились атомные реакторы, их тут же задействовали для поисков нейтрино – и последние увенчались успехом. Между историей обнаружения реликтового излучения и открытием антипротона наблюдается еще более разительный контраст. Когда в 1932 г. в космических лучах был найден позитрон, теоретикам стало ясно, что своей античастицей должен обладать и протон. О произведении антипротона на циклотронах образца 1930-х гг. нечего было и думать. Но физики так это дело оставлять не собирались, и в 1950-х специально для этой задачи был построен ускоритель («Беватрон» в Беркли). В случае реликтового излучения ничего подобного не было – если не считать попытки Дикке и его сотрудников начать в 1964 г. целенаправленные поиски. Но даже эта группа из Принстона не имела понятия о работе Гамова, Алфера и Германа, сделанной за десять лет до этого.

В чем же дело? Есть по крайней мере три причины недооценки важности поисков реликтового излучения в 1950-х и начале 1960-х гг.

Во-первых, надо понимать, что Гамов, Алфер, Герман, Фоллин и другие работали в рамках более широкой космогонической теории. В их модели Большого взрыва по сути все сложные ядра должны были образоваться в ранней Вселенной, присоединяя один за другим нейтроны. Хотя эта теория и давала правильные доли некоторых тяжелых элементов, она с трудом могла ответить на вопрос, почему последние вообще существуют. Как мы уже говорили, нет ни одного стабильного ядра с пятью или восемью нуклонами. Поэтому невозможно произвести ядро тяжелее гелия, присоединяя к гелию ( 4He) нейтроны или протоны или склеивая между собой пары гелиевых ядер. (На это досадное обстоятельство впервые обратили внимание Энрико Ферми и Энтони Туркевич.) Имея в виду эту трудность, легко понять, почему и к доле гелия, которую давала эта модель, теоретики относились с подозрением.

Авторитету космологической теории синтеза химических элементов не способствовал и успех альтернативной модели, согласно которой элементы синтезируются в звездах. В 1952 г. Э. Э. Солпитер показал, что избавиться от провалов на месте 5- и 8-нуклонных ядер можно в плотных гелиевых недрах звезд. Два ядра гелия, сталкиваясь, приводят к образованию нестабильного изотопа бериллия ( 8Be), который в условиях высокой плотности до своего распада может успеть столкнуться еще с одним ядром гелия, образовав уже устойчивое углеродное ядро ( 12C). (Вселенная в эпоху нуклеосинтеза для возникновения этого процесса недостаточно плотна.) В 1957 г. появилась знаменитая статья, подписанная Джефри и Маргарет Бербиджами, Фаулером и Хойлом. В ней они указали, что тяжелые элементы могут рождаться в звездах, особенно во время вспышек сверхновых, дающих интенсивный поток нейтронов. Но еще до 1950-х гг. большинство астрофизиков придерживались мнения о том, что все элементы, кроме водорода, пришли из звездных недр. Хойл однажды сказал мне, что это, возможно, отголосок тех долгих раздумий об источнике энергии звезд, которые мучили астрономов в первые десятилетия XX в. К 1940 г. благодаря работам Ганса Бете и других стало ясно: ключевым процессом в звездах является слияние четырех ядер водорода в ядро гелия. Понимание этого привело к бурному развитию теории звездной эволюции в 1940–1950-е гг. По словам Хойла, после всех этих успехов считалось прямо-таки неприличным сомневаться в том, что звезды – это фабрики химических элементов.

Но у теории звездного нуклеосинтеза были свои проблемы. Трудно себе представить, как звезды могут наработать наблюдаемые в космосе 25–30 % гелия. Будь это так, в синтезе последнего выделилось бы намного больше энергии, чем звезды могут излучить за всю свою жизнь. Космологическая же теория обходится с этой энергией очень изящно: последняя теряется во всеобщем красном смещении. В 1964 г. Хойл и Р. Дж. Тейлер обратили внимание, что в обычных звездах современной Вселенной нельзя произвести настолько большое количество гелия. Тогда они посчитали, сколько его могло образоваться на ранних стадиях Большого взрыва, и получили цифру 36 % (по массе). Интересно, что температуру, при которой должен был начаться нуклеосинтез, – 5 миллиардов градусов – Хойл и Тейлер выбрали более или менее произвольно. И это несмотря на то, что точное ее значение зависит от соотношения числа фотонов и нуклонов, которое в 1964 г. еще не было известно. Если бы они, наоборот, оценили это соотношение из наблюдаемого изобилия гелия, то могли бы (в пределах порядка величины) предсказать температуру микроволнового фона. Как бы то ни было, Хойл заслуживает похвалы: будучи одним из классиков теории стационарной Вселенной, он взялся выполнять расчеты в рамках модели Большого взрыва, которые могли бы ее подтвердить.

Сегодня считается, что право на существование имеют как космологическая, так и звездная теории нуклеосинтеза. Гелий и горстка легких элементов, вероятно, ведут свое происхождение от ранней Вселенной, а ответственность за все остальное несут звезды. Пытаясь объяснить все и сразу, теория нуклеосинтеза в Большом взрыве подмочила свою репутацию, которую она могла бы иметь как теория образования гелия.

Во-вторых, здесь мы имеем дело со знаменитой пропастью между теоретиками и экспериментаторами. Большинство первых и не подозревали, что изотропный 3-градусный фон вообще можно зарегистрировать. В письме Пиблсу от 23 июня 1967 г. Гамов пояснил, что ни он, ни Алфер с Германом даже не думали о возможности регистрации оставшегося от Большого взрыва излучения, поскольку в те времена, когда они производили вычисления, радиоастрономия едва стояла на ногах. (Алфер с Германом, однако, сообщили мне, что они все-таки обсуждали возможность наблюдения реликтового излучения со специалистами по радарам из Университета Джона Хопкинса, Научно-исследовательной лаборатории ВМС США и Национального бюро стандартов, но получили ответ, что излучение с температурой 5–10 К – вне пределов досягаемости приборов.) Впрочем, некоторые советские астрофизики, похоже, понимали, что микроволновый фон заметить можно. Однако их сбили с толку термины в американских технических журналах. В обзорной статье 1964 г. Я. Б. Зельдович правильно вычислил долю космологического гелия для двух различных значений температуры фона и верно указал, что эти величины связаны между собой, поскольку число фотонов на нуклон (или энтропия на нуклон) со временем не меняется. Но его, видимо, ввел в заблуждение термин «температура неба» в статье Элварда Ома, опубликованной в 1961 г. в «Белл Систем Текникал Джорнал». Поэтому Зельдович заключил, что измеренная температура оказалась меньше 1 К. (Ом работал на том же 20-футовом рупорном рефлекторе, на котором Пензиас и Вильсон в конце концов открыли реликтовое излучение!) Вкупе с довольно низкими оценками доли космологического гелия это побудило Зельдовича отказаться от идеи горячей ранней Вселенной.