Алексей Левин - Белые карлики. Будущее Вселенной

Для подтверждения cвоей модели Хойл предложил воспользоваться данными о пространственном распределении юных галактик. Если С-поле равномерно творит материю повсюду, то средняя плотность таких галактик должна быть примерно одинакова. Хойловский критерий в принципе был совершенно разумным, однако из-за отсутствия телескопов необходимой мощности произвести такое тестирование не представлялось возможным. Правда, в 1955 г. английский радиоастроном и будущий нобелевский лауреат Мартин Райл обнаружил, что на космической периферии плотность слабых радиоисточников больше, чем вблизи нашей Галактики. Он открытым текстом заявил, что полученные результаты несовместимы с космологией стабильного состояния. Однако через несколько лет другие ученые пришли к выводу, что Райл преувеличил различия плотностей, и вопрос остался открытым.

А вот открытие фонового микроволнового излучения нанесло Космологии стабильного состояния удар, от которого она так и не смогла оправиться. В модели Хойла, Бонди и Голда этому феномену попросту не было места. К началу 1970-х гг. она уже прочно угнездилась на складе красивых, но не имеющих отношения к реальности космологических моделей.

Интересно, что у создателей этой теории был предшественник в лице самого Эйнштейна, который в 1931 г. задумался над сходной идеей. Он записал предварительные выводы на бумаге, однако воздержался от их развития и тем более публикации. Рукопись долго оставалась незамеченной в иерусалимском архиве эйнштейновских документов, и сообщение о ней появилось в печати лишь спустя 83 года [57] Castelvecchi, D. Einstein's lost theory uncovered // Nature (27 February 2014), 506: 418–19. .

Открытие Пензиаса и Вильсона отозвалось и в Москве. В 1961–1962 гг. космологией занялся Яков Борисович Зельдович, который привлек к ней нескольких блестящих физиков, в том числе и А. Д. Сахарова. Сначала Зельдович склонялся к концепции холодного возникновения Вселенной, но после 1965 г. решительно стал на сторону гамовской теории [58] Зельдович Я. Б. «Горячая» модель Вселенной // УФН. Т. 89, вып. 4 (август 1966 г.). С. 647–668. . Фундаментальные результаты школы Зельдовича хорошо известны.

Через три года после открытия реликтового излучения теоретики наконец-то поняли, как оно перестает взаимодействовать с веществом и заполняет космическое пространство. Речь, естественно, идет о космической рекомбинации. В основополагающей работе Альфера и Германа о ней ровно ничего не сказано. Этот механизм впервые описали Джеймс Пиблз [59] Peebles, P. J. E. Recombination of the Primeval Plasma // Astrophysical Journal (1968), 153: 1–11. и ученые из группы Зельдовича [60] Зельдович Я. Б., Курт В. Г., Сюняев Р. А. Рекомбинация водорода в горячей модели Вселенной // ЖЭТФ. Т. 55, № 1 (1968). С. 278–286. . С тех пор его детали неоднократно уточнялись (например, с учетом роли гелия), но общая картина не изменилась.

Открытие реликтового излучения инициировало великое множество радиоастрономических исследований, которые со временем привели к определению точной формы его спектра со всеми нюансами. Именно эти нюансы, вернее отклонения спектра фонового излучения от формулы Планка, оказались богатейшим источником информации о структуре и эволюции Вселенной. История этих проектов очень богата и выходит за рамки настоящей главы, но несколько интересных фактов хорошо ее проиллюстрируют.

Сначала основная задача заинтересованных исследователей состояла в доказательстве соответствия спектра фонового излучения формуле Планка — если и не абсолютного, то достаточно точного. Для этого его следовало промерять на разных частотах. Первыми это сделали Ролл и Вилкинсон, которые к концу 1965 г. завершили серию измерений на волне длиной 3,2 см. В 1966 г. две группы гарвардских астрономов и независимо от них Иосиф Самуилович Шкловский показали, что анализ спектров межзвездных облаков циана (напомню, впервые выполненный Маккелларом) свидетельствует о наличии фонового излучения с температурой порядка 3 K. Очень важно, что эта оценка была сделана не для сантиметрового диапазона, а для волн длиной 2,6 мм, где спектр излучения не соответствует пределу Рэлея — Джинса. Вскоре Пензиас и Вильсон установили на свой 60-сантиметровый аппарат новый радиометр, настроенный на прием волн длиной 21 см, и вновь подтвердили чернотельность спектра в длинноволновом пределе. В 1966–1967 гг. радиоастрономы также проводили измерения в сантиметровом и дециметровом диапазонах, которые ясно указывали на наличие чернотельного излучения с температурой порядка 3 K. Однако окончательно планковский характер микроволнового космического фона был доказан лишь к концу девятого десятилетия прошлого века. К этому времени различные наблюдения, как наземные, так и с помощью аппаратуры на высотных аэростатах и геофизических ракетах, довели измерения спектра реликтового излучения до частот порядка 700 ГГц, то есть до длин волн в окрестности половины миллиметра. В этой области, так называемом пределе Вина, по мере роста частоты интенсивность излучения уменьшается по экспоненте, то есть ведет себя совсем иначе, нежели в классическом пределе Рэлея — Джинса. В эти же годы были проведены новые измерения спектров межзвездного циана на частотах в одну-две сотни гигагерц. Все эти данные не только подтвердили чернотельный характер излучения, но и показали, что его температура с высокой степенью вероятности составляет 2,7–2,8 K.