6. Экскурс в историю

Давайте теперь на минутку отвлечемся от истории ранней Вселенной и поинтересуемся последними тремя десятилетиями космологических исследований. Обнаружение реликтового излучения в 1965 г. относится к одному из ключевых открытий XX в. Почему оно оказалось случайным? Иными словами, почему экспериментаторы не начали систематические поиски микроволнового фона задолго до этого времени?

Как нам известно из предыдущей главы, измерив современную температуру реликтового излучения и массовую плотность Вселенной, легко рассчитать количество легких элементов – и эти расчеты подтверждаются наблюдениями. Еще задолго до 1965 г., обратив эту цепочку вычислений, можно было предсказать существование микроволнового фона и начать его искать. Из факта наличия наблюдаемых в космосе 20–30 % гелия и 70–80 % водорода несложно было сделать вывод о том, что нуклеосинтез начался в тот момент, когда доля нейтронов в общем числе нуклонов упала до 10–15 %. (Доля гелия сегодня, напомним, в два раза больше, чем доля нейтронов в эпоху нуклеосинтеза.) Это произошло тогда, когда температура во Вселенной составляла примерно миллиард градусов (10⁹ К). Если предположить, что нуклеосинтез начался именно в этот момент, можно приблизительно оценить тогдашнюю концентрацию нуклонов. А плотность фотонов при этой же температуре легко вычисляется из известных свойств чернотельного излучения. Следовательно, мы знаем соотношение числа фотонов и нуклонов на тот момент. Но оно со временем не меняется, поэтому мы знаем и сегодняшнее его значение. А получив из наблюдений современную плотность нуклонов, можно посчитать и сегодняшнюю плотность фотонов и прийти к выводу о существовании реликтового фона с температурой от 1 до 10 К. Если бы наука следовала таким же прямым путем, как и Вселенная, мы бы располагали этим предсказанием еще в 1940–1950-е гг. А радиоастрономы тогда принялись бы искать фоновое излучение целенаправленно. Но история не терпит сослагательного наклонения.

На самом деле реликтовое излучение было предсказано в 1948 г., причем во многом на основе упомянутых аргументов. Но ни тогда, ни позже проверить это предсказание никто не удосужился. В конце 1940-х гг. над космологической теорией Большого взрыва работал Георгий Гамов со своими коллегами Ральфом Алфером и Робертом Германом. Они предполагали, что в самом начале Вселенная состояла исключительно из нейтронов, а потом они стали превращаться в протоны – в хорошо известном процессе радиоактивного распада на протон, электрон и антинейтрино. В некоторый момент из-за расширения температура упала настолько, что после ряда последовательных нейтронных захватов из протона и нейтрона стали образовываться легкие ядра. Алфер и Герман, пытаясь объяснить распространенность таких элементов в современной Вселенной, пришли к выводу: на один нуклон должен приходиться миллиард фотонов. И, взяв оценки современной плотности нуклонов, предсказали, что Вселенную должно заполнять оставшееся с давних времен излучение с температурой 5 К!

В первоначальных вычислениях Алфера, Германа и Гамова не все было правильно. Во-первых, как мы узнали в предыдущей главе, в самом начале протонов и нейтронов во Вселенной было, вероятно, поровну. Во-вторых, превращение одних в другие (и обратно) происходило главным образом за счет столкновений с электронами, позитронами, нейтрино и антинейтрино, а не из-за радиоактивного распада. На эти недочеты в 1950 г. указал К. Хаяси. В 1953 г. Алфер и Герман (совместно с Фоллином-младшим) пересмотрели свою модель и аккуратно вычислили, как менялось соотношение между протонами и нейтронами. Эта статья фактически является первым подробным анализом ранней истории Вселенной и сохраняет свое значение по настоящее время.

Как бы то ни было, ни в 1948 г., ни в 1953 г. никто не бросился искать предсказанный микроволновый фон. До 1965 г. мало кто из астрофизиков вообще знал, что в моделях с Большим взрывом из наличия в современной Вселенной гелия и водорода следует существование реликтового излучения, которое вполне можно зарегистрировать. Удивительно даже не то, что астрофизикам не было известно о предсказании Алфера и Германа – отдельно взятой статье ничего не стоит затонуть в глубоком океане научной литературы. Озадачивает то, что в течение 10 с лишним лет никому в голову не пришла та же мысль: ведь теоретическая база была подготовлена. Очередные расчеты процесса нуклеосинтеза в модели Большого взрыва появились снова только в 1964 г. Над ними независимо работали Я. Б. Зельдович в России, Хойл и Р. Дж. Тейлер в Англии и Пиблс в США. Однако к тому времени Пензиас и Вильсон уже вели свои наблюдения в Холмделе, и космологи-теоретики не имели никакого отношения к открытию реликтового излучения.

Озадачивает и то, почему знавшие о предсказании Алфера и Германа не придали ему большого значения. Сами Алфер, Фоллин и Герман в своей статье в 1953 г. оставили задачу о нуклеосинтезе «для дальнейших исследований», поэтому им не с руки было пересчитывать ожидаемую температуру микроволнового фона, исходя из своей усовершенствованной модели. (Ни слова они не сказали и о своей гипотезе о 5-градусном фоне фотонов. В 1953 г. на заседании Американского физического общества они все же доложили результаты по нуклеосинтезу, но потом все трое разъехались по разным лабораториям, и их совместная статья так и не вышла в законченном виде.) Много лет спустя, уже после открытия реликтового излучения, Гамов в письме Пензиасу сообщил, что он еще в 1953 г. опубликовал в «Трудах Датской королевской академии» статью, где предсказал существование реликтового фона с температурой 7 К, по порядку величины совпадающей с ее истинным значением. Однако достаточно мельком взглянуть на ту работу, чтобы заметить: предсказание Гамова было основано на неверной предпосылке о возрасте Вселенной, а не на его собственной теории космологического нуклеосинтеза.

Кто-то может возразить, что в 1950 – начале 1960-х гг. о распространенности легких элементов мало что было известно – во всяком случае для того, чтобы делать уверенные предсказания температуры реликта. Надо признать, даже сегодня мы с осторожностью относимся к данным о 20–30-процентной доле гелия во Вселенной. Однако ни в коем случае нельзя забывать: еще задолго до 1960 г. господствовало убеждение, согласно которому подавляющая часть вещества в космосе существует в форме водорода. (Например, из обзора, проведенного в 1953 г., Ганс Суэсс и Гарольд Юри заключили, что водород составляет по массе 75 %.) Но ведь звезды не производят водород. Наоборот, они черпают свою энергию из этого простейшего топлива, попутно производя тяжелые элементы. Уже одного этого факта достаточно, чтобы сказать: соотношение количества фотонов и нуклонов довольно велико, иначе водород в ранней Вселенной должен был бы полностью перейти в гелий и тяжелые элементы.

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.

Информационный канал, конечно, был закупорен в обе стороны: и от экспериментаторов к теоретикам, и обратно. Когда Пензиас с Вильсоном в 1964 г. принялись искать источник помех в своей антенне, они и понятия не имели о предсказании Алфера и Германа.

В-третьих (на мой взгляд, это основная причина, по которой не был сделан решающий шаг от теории Большого взрыва к обнаружению 3-градусного фона), физики с большим недоверием относились ко всем теориям ранней Вселенной. (В частности, я припоминаю свое собственное отношение до 1965 г.) Упомянутые выше трудности практически ничего не стоило преодолеть. Но сами первые три минуты настолько от нас далеки, температура и плотность достигают настолько экстремальных значений, что нам как-то не по себе применять к ним хорошо знакомую статистическую и ядерную физику.

Так уж устроен физический путь познания: наша ошибка зачастую не в легком принятии теорий на веру, а в том, что мы не принимаем их всерьез. Непросто смириться с тем, что все эти числа и уравнения, которые мы играючи выводим на бумаге, имеют отношение к реальному миру. Хуже того, некоторые темы в науке негласно считаются не заслуживающими внимания ни теоретиков, ни экспериментаторов. Гамову, Алферу и Герману стоит сказать большое спасибо за то, что они приняли раннюю Вселенную всерьез и разобрались, что, согласно установленным физическим законам, должно было происходить в ней в первые три минуты. Но даже они не смогли сделать последний шаг: убедить радиоастрономов поискать микроволновый фон. Обнаружение в 1965 г. 3-градусного реликтового излучения имело огромное значение еще и потому, что заставило всех нас свыкнуться с мыслью: ранняя Вселенная реально существовала.

Я остановился на этой упущенной возможности, поскольку она преподала нам полезный урок. Вполне объяснимо, почему люди так любят живописать славное прошлое науки, усеянное случайными открытиями, блестящими прозрениями и революциями, которые вершили такие гиганты, как Ньютон или Эйнштейн. Но, как мне кажется, невозможно по-настоящему прочувствовать научные успехи, не зная, насколько бывает сложно – как легко впасть в заблуждение, как трудно решить, в какую сторону двигаться дальше…