Стивен Вайнберг - Первые три минуты
Как мы видели в последней главе, измеренные современные значения температуры фона излучения и плотности массы Вселенной позволяют нам предсказать космическую распространенность легких элементов, находящуюся, как представляется, в хорошем согласии с наблюдениями. Задолго до 1965 года можно было привести обратное вычисление, предсказать фон космического излучения и начать его поиски. Из наблюдаемой в настоящее время космической распространенности гелия (около 20–30 процентов) и водорода (70–80 процентов), можно было вывести, что нуклеосинтез должен был начаться в то время, когда нейтронная фракция ядерных частиц упала до 10–15 процентов. (Напомним, что нынешняя распространенность гелия по массе есть в точности удвоенное значение нейтронной фракции в момент нуклеосинтеза.) Такое значение нейтронной фракции было достигнуто, когда Вселенная имела температуру около одного миллиарда градусов Кельвина (109 К). Условие, что нуклеосинтез начался в этот момент, позволяет сделать грубую оценку плотности ядерных частиц при температуре 109 К, в то время как плотность фотонов при такой температуре можно вычислить из известных свойств излучения черного тела. Следовательно, для этого момента было бы также известно отношение числа фотонов и ядерных частиц. Но это отношение не меняется, так что оно стало бы столь же хорошо известно и для настоящего времени. Из наблюдений теперешней плотности ядерных частиц можно было бы, следовательно, предсказать теперешнюю плотность фотонов и прийти к выводу о существовании фона космического микроволнового излучения с температурой где-то в интервале от 1 до 10 К. Если бы история науки была так же проста и прямолинейна, как история Вселенной, то кто-нибудь, рассуждая указанным способом, должен был бы сделать такое предсказание в 40-х или 50-х годах, и оно побудило бы радиоастрономов искать фон излучения. Но случилось не совсем так.
Действительно, предсказание, во многом соответствовавшее приведенной линии рассуждений, было сделано в 1948 году, но ни тогда, ни позже оно не привело к поискам излучения. В конце 40-х годов Георгий Гамов и его коллеги Ральф А. Альфер и Роберт Херман исследовали космологическую теорию «большого взрыва». Они предположили, что Вселенная стартовала из состояния с одними нейтронами и что затем нейтроны начали превращаться в протоны благодаря знакомому нам процессу радиоактивного распада, в котором нейтрон спонтанно превращается в протон, электрон и антинейтрино. В какой-то момент расширения стало достаточно прохладно для того, чтобы из нейтронов и протонов построились ядра тяжелых элементов путем быстрой последовательности нейтронных захватов. Альфер и Херман обнаружили, что, для того чтобы вычислить нынешнюю наблюдаемую распространенность легких элементов, необходимо предположить, что отношение числа фотонов к ядерным частицам составило бы порядка миллиарда. Используя оценки теперешней космической плотности ядерных частиц, они смогли предсказать существование фона излучения, оставшегося от ранней Вселенной, с температурой в настоящее время равной 5 К!
Первоначальные вычисления Альфера, Хермана и Гамова не были правильны во всех деталях. Как мы видели в предыдущей главе, Вселенная, вероятно, стартовала с равным числом нейтронов и протонов, а не из нейтронного состояния. Кроме того, превращение нейтронов в протоны (и наоборот) имело место, главным образом, благодаря их столкновениям с электронами, позитронами, нейтрино и антинейтрино, а не путем радиоактивного распада нейтронов. Эти моменты были отмечены в 1950 году К. Хаяши, и к 1953 году Альфер и Херман (вместе с Дж. В. Фоллином-младшим) пересмотрели свою модель и сделали в основном правильное вычисление сдвига нейтрон-протонного баланса. Это был, на самом деле, первый подробный современный анализ ранней истории Вселенной.
Тем не менее ни в 1948, ни в 1953 году никто не собирался искать предсказанное микроволновое излучение. Более того, в течение многих лет до 1965 года астрофизикам вообще не было известно, что в моделях «большого взрыва» наблюдаемая распространенность водорода и гелия с неизбежностью приводит к существованию в нынешней Вселенной фона космического излучения, который может реально наблюдаться. Удивительно здесь не то, что астрофизики вообще не знали о предсказании Альфера и Хермана, — одна или две статьи всегда могут ускользнуть из поля зрения в огромном океане научной литературы, — значительно загадочнее, что более десяти лет никто больше не продолжал эту линию рассуждений. Лишь в 1964 году вновь начались вычисления процесса нуклеосинтеза в модели «большого взрыва» работавшими независимо Я.Б. Зельдовичем в СССР, Хойлом и Р.Дж. Тайлером в Великобритании и Пиблзом в США. Однако к этому времени Пензиас и Вилсон уже начали свои наблюдения в Холмделе, и открытие микроволнового фона произошло без всякого «подстрекательства» со стороны космологов-теоретиков.
Столь же загадочно, что те, кто знал о предсказании Альфера-Хермана, казалось, не придавали ему особого значения. Сами Альфер, Фоллин и Херман в работе 1953 года оставили проблему нуклеосинтеза для «будущих исследований», так что они не собирались вновь вычислять температуру фона микроволнового излучения на основе своей исправленной модели. (Они также не упомянули свое более раннее предсказание, что ожидается фон излучения, равный 5 К. Они сообщили о некоторых вычислениях нуклеосинтеза на собрании Американского Физического Общества в 1953 году, но затем все трое разъехались по разным лабораториям, и работа так никогда и не была написана в окончательном виде). Много лет спустя в письме к Пензиасу, написанному после открытия фона микроволнового излучения, Гамов отмечал, что в своей работе 1953 года в «Сообщениях Королевской Датской Академии» он предсказал фон излучения с примерно правильной температурой 7 К. Однако взгляд на эту работу 1953 года показывает, что предсказание Гамова основывалось на математически ошибочных аргументах, относящихся к возрасту Вселенной, а не на его собственной теории космического нуклеосинтеза.
Можно возразить, что космическая распространенность легких элементов не была достаточно хорошо известна в 50-х и в начале 60-х годов для того, чтобы вывести определенное заключение о температуре фона излучения. Даже сейчас мы не до конца уверены, что имеется универсальная распространенность гелия на уровне 20–30 процентов. Однако важно то, что задолго до 1960 года считалось признанным, что большая часть массы Вселенной находится в форме водорода. (Например, исследования Ганса Суесса и Гарольда Ури дали в 1956 году для распространенности водорода число 75 процентов по массе.) И при этом водород не образовался в звездах — это то первичное топливо, из которого звезды черпали свою энергию, образуя более тяжелые элементы. Это уже само по себе достаточно ясно говорит нам о том, что в ранней Вселенной должно было быть большое отношение фотонов к ядерным частицам, чтобы предотвратить превращение всего водорода в гелий и более тяжелые элементы.
Кто-то может спросить: а когда на самом деле стало технически возможным наблюдать трехградусный изотропный фон излучения? Трудно ответить точно, но мои коллеги-экспериментаторы говорят мне, что наблюдения могли быть проведены задолго до 1965 года, возможно, в середине 50-х, а может быть, даже и в середине 40-х годов. В 1946 году группа ученых из МТИ, возглавлявшаяся не кем иным, как Робертом Дикке, смогла установить верхний предел на любой изотропный внеземной фон излучения: эквивалентная температура была меньше 20 К на длинах волн 1,00; 1,25 и 1,50 см. Это измерение было побочным продуктом излучения атмосферного поглощения и, безусловно, не являлось частью программы наблюдательной космологии. (Дикке сообщил мне, что к тому времени, когда он начал интересоваться возможным фоном космического микроволнового излучения, он забыл о верхнем пределе 20 К на температуру фона, полученным им самим почти два десятилетия назад!)
Мне не кажется очень существенным с исторической точки зрения точно определить момент, когда стало возможным детектирование трехградусного изотропного микроволнового фона. Здесь важно то, что радиоастрономы не знали, что они должны пытаться его обнаружить! Рассмотрим для контраста историю нейтрино. Когда в 1930 году Паули впервые предположил существование нейтрино, было ясно, что нет ни малейшего шанса наблюдать эту частицу в любом из возможных тогда экспериментов. Однако детектирование нейтрино оставалось в умах физиков вызывающей задачей, и, когда в 50-е годы для этих целей стали доступны ядерные реакторы, нейтрино начали искать и нашли. Еще более яркий пример — открытие антипротона. После того как в 1932 году в космических лучах был открыт позитрон, большинство теоретиков ожидало, что протон, так же как и электрон, должен иметь свою античастицу. Не было никакой надежды образовать антипротоны на первых циклотронах, построенных в 30-х годах, но физики полностью сознавали значение этой проблемы, и в 50-е годы был построен ускоритель (беватрон в Беркли) специально так, чтобы иметь достаточно энергии для образования антипротонов. Ничего похожего не произошло в случае с фоном космического микроволнового излучения до тех пор, пока Дикке с сотрудниками не вознамерились обнаружить его в 1964 году. Но даже тогда Принстонская группа не была осведомлена о сделанной более десяти лет назад работе Гамова, Альфера и Хермана!
