Параллельные миры. Об устройстве мироздания, высших измерениях и будущем космоса

В 1946 году Гамов предположил, что Большой взрыв – это взрыв сверхгорячего ядра нейтронов. То было вполне разумное предположение, поскольку о других субатомных частицах (помимо электрона, протона и нейтрона) известно было очень мало. Гамов понял, что если бы он смог оценить температуру нейтронного шара, то смог бы подсчитать количество и природу излучения, которое тот испускал. Через два года Гамов доказал, что излучение этого сверхгорячего ядра действовало бы как излучение абсолютно черного тела. Это совершенно особый вид излучения, отдаваемого горячим объектом: свет, падающий на него, объект поглощает полностью, испуская излучение особым образом. Например, Солнце, расплавленная лава, горячие угли в огне и горячая глина в печи светятся желто-красным и испускают излучение абсолютно черного тела. (Излучение абсолютно черного тела было впервые открыто известным фабрикантом фарфора Томасом Веджвудом в 1792 году. Он заметил, что при обжиге в печи свежеизготовленных изделий они меняют свой цвет от красного к желтому, затем к белому по мере того, как повышается температура.)

Это важный момент, поскольку, зная цвет горячего объекта, примерно знаешь его температуру, и наоборот. Точная формула, связывающая температуру горячего объекта и испускаемого им излучения, была впервые получена Максом Планком в 1900 году, что привело к рождению квантовой теории. (Это, по сути, одна из теорий, при помощи которой ученые определяют температуру Солнца. Солнце излучает в основном желтый цвет, что соответствует температуре абсолютно черного тела 6000 К. Таким образом, нам известна температура внешних слоев атмосферы Солнца. Подобным образом рассчитывалась температура поверхности красной звезды-гиганта Бетельгейзе – 3000 К – температура абсолютно черного тела, соответствующая красному излучению: такую температуру имеет раскаленный кусок угля.)

В своей работе 1948 года Гамов впервые предположил, что излучение Большого взрыва может иметь характерную особенность – это излучение абсолютно черного тела. Важнейшей характерной особенностью излучения абсолютно черного тела является его температура. Теперь Гамову необходимо было вычислить температуру излучения абсолютно черного тела.

Аспирант Гамова Ральф Альфер и другой его ученик, Роберт Херман, попытались завершить расчеты Гамова, вычислив точную температуру излучения. Гамов написал: «Экстраполируя от первых дней Вселенной до настоящего времени, мы обнаружили, что за прошедшие эпохи Вселенная должна была охладиться до температуры 5 градусов выше абсолютного нуля»{37}.

В 1948 году Альфер и Херман опубликовали работу, где были представлены аргументы в пользу того, что температура излучения, сохранившегося после Большого взрыва, сегодня должна составлять 5 градусов выше абсолютного нуля (их оценка была поразительно близка к той цифре, которая известна нам сейчас, – 2,7 К). Они постулировали, что излучение, которое они определили как излучение микроволнового диапазона, должно до сих пор циркулировать по Вселенной, наполняя космос однородным «послесвечением».

(Аргументация следующая. В течение многих лет после Большого взрыва температура Вселенной была настолько высока, что всякий раз, когда образовывался атом, его снова разрывало на части; поэтому образовалось множество свободных электронов, которые и могут рассеивать свет. Таким образом, Вселенная была темной, непрозрачной. Любой луч света, двигающийся в этой сверхгорячей Вселенной, поглощался, пройдя короткое расстояние, поэтому Вселенная выглядела облачной. Однако через 380 000 лет температура упала до 3000 градусов. При более низкой температуре атомы, сталкиваясь, уже больше не разрывались. В результате стало возможным формирование устойчивых атомов, а лучи света смогли перемещаться на расстояние во много световых лет без поглощения. Таким образом, впервые пустое пространство стало прозрачным. Излучение же, которое больше не поглощалось сразу же, как только возникло, продолжает циркулировать во Вселенной и в наши дни.)

Когда Альфер и Херман показали Гамову свои окончательные расчеты температуры Вселенной, их учитель был разочарован. Температуру настолько низкую измерить было чрезвычайно трудно. Гамову понадобился целый год, чтобы в конце концов согласиться с тем, что их расчеты верны. Но он отчаялся когда-либо измерить столь слабое поле излучения. Приборами 1940-х годов безнадежно было измерять слабое эхо Большого взрыва. (В более поздних вычислениях, отталкиваясь от неверного предположения, Гамов поднял температуру излучения до 50 градусов.)

Ученые прочитали цикл лекций для популяризации своей теории. Но, к несчастью, их пророческие выводы были проигнорированы. Альфер писал: «Мы потратили уйму энергии на лекции о нашей работе. Никто не клюнул; никто не сказал, что температура может быть измерена… И вот где-то в период с 1948 по 1955 год мы, наверное, сдались»{38}.