История появления новых данных, имеющих отношение к идее расширяющейся Вселенной, начинается где-то в 1930 г. с выходом работы Толмена, посвященной термодинамике и излучению в расширяющемся мире. В 1938 г. Вайцзеккер попытался объяснить происхождение тяжелых элементов из водорода на ранней «сверхзвездной» стадии развития Вселенной, то есть до начала расширения. В 1948 г. Гамов указал на то, что, согласно общей теории относительности, Вселенная никогда не пребывала в стационарном высокотемпературном состоянии. Вместо этого, согласно его предположению, формирование элементов и возникновение излучения произошло на ранней стадии крайне стремительного расширения. Затем следовала теория формирования галактик. Совместно со своими сотрудниками он рассчитал: плотность излучения на этой ранней стадии во много раз превосходила плотность вещества, однако Гамов не рассматривал возможность того, что эхо этой фазы способно дойти до наших дней в виде остаточного излучения.

Как уже говорилось в предыдущей главе, в 1949 г. Альфер и Херман, рассмотрев вероятное изменение температуры на протяжении всего времени жизни Вселенной, предсказали, что температура общего фонового излучения должна составлять 5 K. (Подробности этого прогноза см. выше на с. 874.) На сегодняшний день, как они отметили, не существует убедительных наблюдательных данных о современной плотности всего излучения. Спустя четыре года в классическом исследовании, проведенном совместно с Дж. У. Фоллином, они расширили свою работу, охарактеризовав физические состояния Вселенной на первых стадиях расширения, но не подвергли ревизии свои более ранние вычисления; спустя некоторое время это сделали советские астрономы А. Г. Дорошкевич и И. Д. Новиков, придя к выводу, что современная температура фонового излучения, заполняющего Вселенную, близка к нулю.

Идеи Гамова получили незначительное, но все же определенное развитие, однако было бы ошибкой считать, будто он представлял все астрономическое сообщество, захваченное единой и ясной целью, или что каждый, кто работал в этой области, приходил к таким же выводам. В 1950 г. Т. Хаяши выступил с критикой идеи Гамова; согласно его расчетам, в течение первых двух секунд расширения Вселенной ее температура превышала порог образования электронно-позитронных пар. Другие расчеты показывали, что хотя на первой стадии есть условия для образования гелия, формирование более тяжелых элементов, если следовать подходу Гамова, окажется невозможным. В довершение всего вскоре стали успешно развиваться теории возникновения элементов внутри звезд, и этот очевидный факт привел к почти повсеместному забвению теорий Гамова. Его работе было суждено пережить второе рождение, как и фоновому излучению, являющемуся одной из его неотъемлемых частей.

Что можно сказать об экспериментальной стороне этого вопроса? В 1950‐х гг. несколько французских и российских радиоастрономов сообщили о регистрации фона, который не мог быть вызван аппаратурными эффектами. К концу того же десятилетия в лабораториях компании «Белл» (США), главным образом в Холмделе (штат Нью-Джерси), был разработан план создания телекоммуникационных спутников. Удалось провести предварительные испытания с очень слабым сигналом, отраженным от стратостата, что потребовало создания системы с очень низким уровнем шума. Использовался так называемый мазер бегущей волны, работающий при очень низкой температуре (жидкого гелия) и 6‐метровый рупорно-параболический отражатель, немного напоминающий бараний рог, но с квадратными гранями. (О мазере мы еще поговорим в следующем разделе.) Хотя по радиоастрономическим стандартам того времени размер этого оборудования был небольшим, оно позволяло осуществлять очень точные измерения. Кроме того, его предполагалось использовать в радиоастрономических проектах после того, как отпадет нужда в испытании отраженного сигнала. Проект курировали Арно Пензиас и Роберт В. Уилсон; они надеялись, что им удастся откалибровать радиоисточники с большей точностью, чем это было сделано до них. Даже в 1961 г., когда их коллега Эдуард Ом использовал это оборудование вместе со спутником связи «Эхо», температура, получаемая от системы (частично из‐за внутреннего «шума», а частично – из‐за внешних воздействий), оказывалась всегда на 3,3 K выше ожидаемой. После этого Пензиас и Уилсон также обнаружили превышение ожидаемого значения. Сначала они думали, что это вызвано какими-то неполадками в антенне, однако прошел почти год, и даже очистка антенны от следов пребывания пары поселившихся там голубей не принесла никаких изменений. В какую бы часть неба ни направляли они антенну, излучение оставалось прежним.

Поскольку большинство экспериментаторов списывали непредвиденные показания приборов на неизвестные ошибки оборудования, ученые упорно продолжали искать причину именно в этом. Возникшую проблему обсудили с Р. Г. Дикке в Принстоне, занимавшимся в то время пульсирующей моделью Вселенной и ожидавшим находок подобного рода. Дикке интересовался вопросом, каким образом в рамках этой модели можно избежать равномерного накопления ядерных отходов в момент «скачка» между циклами. Почему в нашей Вселенной не должно остаться ничего, кроме железа? Его гипотеза заключалась в следующем: в кульминационный момент каждого скачка ядра железа распадаются, насыщая новый омоложенный мир водородом и гелием, и что самое последнее из этих космических огненных перерождений может оставить реликты, их-то и следует поискать. Ни в его группе, ни в группе компании «Белл» не знали об очень близкой тематике исследований Альфера, Хермана и Гамова. Однако Дикке уже успел опубликовать работу, где он предсказывал существование фонового излучения с температурой 10 K на длине волны 3 сантиметра. Его группа (Ф. Дж. Э. Пиблс, П. Г. Ролл, Д. Т. Уилкинсон) имела несчастье включиться в программу поиска этого излучения с использованием высокотехнологичного оборудования, которое она сама же и разработала после того, как услышала о работе, проводимой в лабораториях компании «Белл». В сопроводительном письме сообщалось, что Пензиас и Уилсон опубликовали свои результаты в Astrophysical Journal в конце 1965 г., где анонсировали «превышение температуры антенны на частоте 4080 мегагерц». В 1978 г. Пензиас и Уилсон получили Нобелевскую премию по физике за эту работу.

Пензиас и Уилсон, работая на длине волны 7,3 сантиметра – в двести раз более короткой, чем использовавшаяся в тех же лабораториях в пионерской работе Карла Янского, – обнаружили, что радиоволны испускаются даже вроде бы пустыми участками неба. Этот факт, казалось, можно объяснить, исходя из теории Большого взрыва, который случился примерно десять или двадцать миллиардов лет назад. Идея заключалась в том, что энергия первичного взрыва рассеялась в результате расширения Вселенной и стала соответствовать излучению объекта, называемого физиками «абсолютно черным телом», при температуре около 3 K. (В классической теории теплоты абсолютно черным телом называют объект, который полностью поглощает все падающее на него излучение, а излучением абсолютно черного тела называют все, что это тело излучает. Поэтому его часто называют полным или идеальным излучателем. Если известна температура, то теория позволяет вывести спектр теплового излучения абсолютно черного тела.) Они получили значение 3,5 K ± 1,0 K. Это довольно точно определяет количество тепловой энергии, содержащейся в межгалактическом пространстве, каждый кубический метр которого содержит около 400 миллионов фотонов – квантов излучения. (По всей видимости, количество атомов составляет в среднем одну миллиардную от этого числа.) Как это ни удивительно, но московские ученые И. Д. Новиков и А. Г. Дорошкевич не только высказали предположение о возможности регистрации реликтового излучения от Большого взрыва, но даже особо отметили, что антенна в Холмделе (ее впоследствии использовали Пензиас и Уилсон) могла бы хорошо подойти для такого рода поисков. Как и Дикке, они сумели близко подойти к открытию, которое обычно расценивается как доказательство расширения Вселенной; разница заключалась лишь в том, что Дикке был уже фактически на старте своих испытаний.

Пензиасу и Уилсону повезло: они угадали длину волны. В радиодиапазоне есть «окно» примерно между 1 и 20 сантиметрами; через него излучение от «первичного огненного пузыря» (используя одно из названий этого события) может быть зарегистрировано с поверхности Земли. На бо́льших длинах волн внегалактические сигналы смешиваются с фоном нашей собственной Галактики, а на меньших – с сильным излучением земной атмосферы. Выбранный ими путь не был единственным, ведущим к открытию. Оглядываясь назад, можно сказать, что имелись и другие, например Харуо Танака из Японии (1951), Артур Э. Ковингтон и У. Дж. Медд из Канады (1952), говорившие о существовании фонового излучения, исходя из самых разных предположений, но точность их предварительных данных была слишком мала по сравнению с более поздней работой Пензиаса и Уилсона. Теперь, по прошествии времени, можно обратить внимание и на объяснение некоторых непонятных линий поглощения, обнаруженных в обсерватории Маунт-Вилсон, предложенное в 1940 г. Эндрю Маккелларом из Главной астрофизической обсерватории в Виктории (Канада): он считал, что они могут возникать в результате поглощения излучения космическими молекулами циана при температуре 2,7 K. Он даже предсказал существование еще одной линии поглощения и впоследствии обнаружил ее, но его догадки не получили широкой известности; некоторые специалисты открыто отвергали их, поэтому, как и другие вышеупомянутые идеи, они не обрели широкого резонанса среди теоретиков.

Невероятное оживление, возникшее в среде космологов в 1965 г., было обусловлено тем, что этот случай отличался от предыдущих одним крайне важным обстоятельством. Благодаря Дикке полученные данные стали рассматриваться как ответ на основополагающий вопрос, которым задавалось все большее и большее количество астрономов. Ведь именно здесь таились доказательства, способные существенно сузить отбор предложенных на тот момент космологических теорий. Стационарные теории, судя по всему, еще не потеряли всех своих сторонников. Некоторые из них считали вполне возможной такую ситуацию, когда новое излучение рождается вместе с новой материей, повсеместно возникающей в космическом пространстве, но в целом к открытию фонового излучения с температурой 3 K было выработано другое отношение. Начиная с этого момента большинство космологов переключились на изучение эволюционирующей Вселенной с горячим Большим взрывом в начальной фазе, после чего ее эволюция определялась законами физики фундаментальных частиц.

Этот новый стиль космологических рассуждений, который можно назвать стилем Леметра – Толмена – Гамова, активно развивался в 1960‐х и 1970‐х гг. такими теоретиками, как Фаулер, Вагонер, Торн, Сакс, Артур Вольф, Сахаров, Вайнберг, Шрамм и Стейман. В результате стимулирующего воздействия указанного теоретического направления удалось собрать множество данных нового типа не только в радиоастрономии, но и в таких только что возникших областях, как рентгеновская и гамма-астрономия. Параллельно с этой недавно появившейся сферой теоретических интересов быстро развивалось другое направление, где главное внимание уделялось математике. Были предприняты попытки исследовать так называемую проблему горизонта космологических моделей, физических эффектов с необычными топологическими свойствами – эффектов, приводивших некоторых теоретиков к мысли, что если рассматривать Вселенную в больших масштабах, то она может оказаться неоднородной. Мы вернемся к этим вопросам после того, как изучим новые данные, полученные в других диапазонах. Как уже отмечалось, не все космологи, являвшиеся сторонниками стационарных моделей, были готовы выразить свою солидарность с произошедшими изменениями. В 1975 г. такие специалисты, как Фред Хойл и Джайант Нарликар, продолжали отстаивать стационарную модель, изложенную в «скалярно-тензорной» версии общей теории относительности, немного напоминающей теорию, разработанную Паскуалем Йорданом в 1939 г. О частицах не говорилось, будто они рождаются, вместо этого утверждалось, что изменилась их масса. Космическое излучение с температурой 3 K было представлено как постепенно превратившееся в тепловую энергию излучения звезд на ранней стадии существования Вселенной, произведенное атомами огромного размера в ту эпоху, когда большинство частиц обладало почти нулевой массой. В настоящее время не осталось никого, кто разделял бы такие воззрения.