Владимир Решетников - Почему небо темное. Как устроена Вселенная

В 1953 году на основе общих формул космологической динамики он получил 7 К, а в 1956 году — 6 К. Учитывая уровень развития космологии 1940-1950-х годов, согласие с реальным значением (3 К) следует признать просто превосходным!

Итак, существование слабого «отблеска» Большого взрыва предсказано, но можно ли его обнаружить? Вопреки иногда встречающемуся мнению, пионеры понимали важность наблюдений реликтового излучения и даже предпринимали для этого некоторые шаги. Еще в конце 1940-х годов Альфер и Херман обсуждали этот вопрос с экспертами по радарам (при столь низкой температуре максимум излучения реликтового излучения должен был находиться в радиодиапазоне), но, очевидно, без успеха — в те годы радиоастрономия находилась еще в процессе становления! Как вспоминал Алан Сендидж, в середине 1950-х у него состоялся разговор с Джеймсом Фоллиным, который в то время сотрудничал с Альфером и Херманом. К своему удивлению Сендидж услышал, что они планируют использовать ракетные наблюдения для обнаружения предсказанного ранее «5 К» излучения. Сендидж, не очень поняв, о чем идет речь, не придал разговору особого значения. Как бы то ни было, к концу 1950-х годов у Гамова и его учеников изменились научные интересы, а их работы по первичному нуклеосинтезу и эволюции ранней Вселенной, и так не привлекшие особого внимания, были полностью забыты.

Дальнейшее хорошо известно и неоднократно описывалось в популярной литературе (см., например, «Первые три минуты» Стивена Вайнберга и книги И. Д. Новикова) в 1964 году сотрудники американской компании «Белл» Арно Пензиас и Роберт Вилсон [18] Иногда можно встретить утверждения, что Пензиас и Вилсон были радиоинженерами. Это не совсем так. Работая в компании, Пензиас и Вилсон занимались, конечно, и техническими вопросами, но их основные интересы лежали в области астрономии. Ко времени своей работы в «Белл» оба исследователя уже защитили диссертации по радиоастрономии — работа Пензиаса была посвящена исследованию радиоизлучения галактик в скоплениях, а Вилсон занимался изучением нашей собственной Галактики. Реликтовое излучение было открыто ими в ходе тестовых астрономических наблюдений. , работая с 20-футовой рупорной радиоантенной (Холмдел, США), совершенно случайно открыли реликтовое излучение. Определенный драматизм их открытию придало то, что существование реликтового излучения было незадолго до этого переоткрыто в работах американских и советских теоретиков, причем по соседству — в Принстоне — для поиска этого излучения уже было начато сооружение специальной антенны. Кроме того, как это было осознано позднее, реликтовое излучение фактически уже было открыто раньше, но, к сожалению, не узнано как таковое!

Основными особенностями открытого Пензиасом и Вилсоном излучения были его удивительная изотропность (сигнал не зависел от направления антенны) и, как вскоре выяснилось в ходе новых наблюдений, чисто тепловой, соответствующий излучению абсолютно черного тела, спектр. Температура этого излучения составляла примерно 3 К, что хорошо согласовывалось с теоретическими расчетами ожидаемой в настоящую эпоху температуры. При такой температуре максимум излучения реликтового излучения приходится на длину волны около 2 мм (рис. 29).

Рис. 29. Спектр излучения космического микроволнового фонового излучения по данным спутника СОВЕ (по горизонтальной оси отложена длина волны излучения в миллиметрах, по вертикальной — интенсивность излучения). Точками показаны результаты измерений, непрерывная кривая — теоретический спектр излучения абсолютно черного тела с температурой Τ = 2,725 К.

В настоящее время представление о реликтовом излучении и о его роли усложнилось. В эволюции Вселенной, помимо выделенной Гамовым переходной эпохи, был еще один очень важный этап — рекомбинация. Рекомбинация — это эпоха, когда первичная смесь заряженных ядер, электронов и фотонов охладилась до температуры примерно 3000 К и при этой температуре свободные электроны начали соединяться с протонами, образуя нейтральные атомы водорода [19] Температура рекомбинации в первом приближении определяется энергией связи атома водорода, равной 13.6 эВ (именно такая энергия требуется, чтобы ионизовать водород, «оторвать» от него электрон). Реальная рекомбинация (переход из плазменного в газообразное состояние) произошла при гораздо меньшей температуре (~0.3 эВ или ~3000 К). Основная причина — в эту эпоху плотность фотонов уменьшилась настолько, что процессы рекомбинации начали преобладать над процессами ионизации, то есть нейтральные атомы стали попросту «выживать». До этого времени образующиеся нейтральные атомы снова быстро ионизовывались. . C исчезновением свободных электронов Вселенная стала «прозрачной» для излучения, так как фотоны перестали на них рассеиваться и стали свободно распространяться в пространстве. Энергия их постепенно уменьшалась из-за космологического расширения. Именно эпоха рекомбинации — источник окружающих нас фотонов реликтового излучения. Другими словами, эпоха рекомбинации — последний период в эволюции горячей Вселенной, когда фотоны испытывали рассеяние на свободных электронах. (Этим, кстати, объясняется название «поверхность последнего рассеяния», упоминавшееся в параграфе 2.3.)