Подготовка к миссии спутника COBE потребовала от разработчиков длительной и очень серьезной работы, подобной трудам картографов в глубокой древности. Очень давно, в начале 1519 г., Фердинанд Магеллан предложил королю Испании Карлу I смелый план, в котором пообещал открыть новый коммерческий маршрут в Азию. Помимо желания получить коммерческую прибыль Магеллан руководствовался, конечно, и жаждой приключений и стремлением открыть еще не ведомые никому земли. Преодолев множество препятствий (включая даже попытку саботажа со стороны агентов португальской короны), Магеллан собрал необходимые для путешествия финансовые средства, используя в том числе частные капиталовложения заинтересованных в успехе купцов. 20 сентября 1519 г., подняв паруса, он вывел свою флотилию из Севильи вниз по реке к Санлукар-де-Баррамеда, в открытое море. О чем думал Магеллан, отправляясь в далекий путь? Возможно, его чувства были схожи с теми, которые испытывали члены команды COBE при запуске своего спутника на авиабазе Ванденберг спустя 470 лет. В работе исследователей было много общего. От членов группы COBE также потребовалось терпение и упорство при наборе научного персонала, сборе финансовых средств, проектировании и создании экспериментальной установки, организации запуска спутника и, наконец, при интерпретации передаваемых на Землю данных. Оба путешествия были сопряжены с высоким риском и вдохновлялись человеческими чувствами амбиции и жажды поиска нового. Магеллану удалось совершить кругосветное путешествие, которое заставило всех пересмотреть понимание устройства нашего мира и открыло новую эру, связанную с общемировой торговлей и глобализацией. Магеллан помог создать новую карту Земли. Аналогично члены команды COBE помогли нам пересмотреть наше понимание устройства большого мира, за что члены команды Мазер и Джордж Смут были удостоены в 2007 г. Нобелевской премии по физике{2}.
Сдвиг в нашем восприятии и понимании устройства Вселенной начался фактически раньше, из измерений спутника COBE реликтового излучения[23]. Сама идея существования этого излучения также была предложена раньше, еще в 1940-х гг., но тогда лишь несколько человек смогли оценить ее важность и смысл. Аппаратура, используемая для экспериментальных измерений, также была создана давно, причем для совершенно иных целей. Важнейшей частью оборудования стал радиометр, разработанный для военных радаров во время Второй мировой войны в Радиационной лаборатории MIT. Созданный во время войны военно-промышленный комплекс во многом способствовал активизации множества исследований в фундаментальной науке. По мнению Хелджа Крафа, космология при этом получила особые преимущества{3}. Однако давайте вернемся к обсуждению вопроса о начале буквально всего, то есть к проблеме начала самой Вселенной.
В ноябрьском номере 1931 г. малоизвестного журнала Revue des questions Жорж Леметр опубликовал статью «Расширение пространства» (L’expansion de l’espace), в которой писал: «Мир-атом распался на фрагменты, каждый из которых затем распался на еще более мелкие части… Эволюцию мира можно сравнить с картиной завершения фейерверка… Мы можем представить рождение космоса из первозданного атома и возникновение космоса, отмеченное началом времени». Конечно, модель расширяющейся Вселенной подразумевала огненное рождение — некий большой взрыв. Леметр также опубликовал письмо в Nature в 1931 г., в котором развил и обобщил свою теорию расширяющейся Вселенной из первозданного атома в «день, до которого не было вчера», то есть из какой-то очень плотной точки в пространстве и времени{4}. Леметр полагал, что ученые смогут получить материальные свидетельства существования этого момента творения и что появление наблюдательного доступа к первозданной Вселенной неизбежно. Очень важно отметить, что именно в этот момент в астрономии возникло и стало все сильнее проявляться сотрудничество и взаимодействие между теоретиками и астрономами-наблюдателями, подстегнутое успешным совпадением во времени наблюдений Хаббла и теории Леметра, связанных с идеей расширяющейся Вселенной. Это стало началом синергии теории и наблюдений, приведшей к их сегодняшнему тесному взаимодействию. Сочетание наблюдений Хаббла с теоретическими воззрениями Леметра открыло новые возможности для космологических исследований вообще. До этого никто из ученых не осмеливался даже задуматься о возможностях моделирования всей Вселенной и ее эволюции, начиная от Большого взрыва. С тех пор множество физиков занялись дальнейшим развитием теории модели Большого взрыва и связанных с этим потенциально наблюдательных следствий. Модель Большого взрыва в те времена была еще далека от завершения, и, в частности, она в те годы конкурировала с теорией стационарной Вселенной, которую поддерживали Фред Хойл с коллегами. В результате этой борьбы идей возник и заметный интерес к получению новых наблюдательных данных, которые позволили сделать выбор между ними.
Одним из главных действующих лиц в описываемой истории стал Георгий Гамов, в конце 1940-х гг. преподававший в Университете имени Джорджа Вашингтона (округ Колумбия). Вместе с двумя молодыми коллегами — Ральфом Альфером и Робертом Германом — он занялся проблемой возникновения химических элементов во Вселенной на основе теории Большого взрыва. Гамов был убежден, что именно объяснение процесса рождения химических элементов может окончательно подтвердить справедливость модели Большого взрыва. Самого Гамова многие считали креативным гением, выдвигающим новые идеи и щедро делящимся этими идеями со студентами и сотрудниками. С другой стороны, Гамов (подобно Фрицу Цвикки) имел не простую личную репутацию и помимо своих блестящих научных достижений был известен несдержанным поведением и пристрастием к алкогольным напиткам, что затмевало многие его достоинства. У Гамова была богатая научная родословная, так как ранее он учился в Петроградском/Ленинградском (ныне Санкт-Петербургском) государственном университете у знаменитого физика Александра Фридмана[24], который когда-то первым нашел решения полевых уравнений Эйнштейна для развития Вселенной. Ранние научные работы Гамова относились к радиоактивности и эволюции звезд. Он много лет пытался покинуть СССР и в 1934 г. перебрался с женой на постоянное жительство в США. Несмотря на внушительные достижения в изучении радиоактивности и ядерного синтеза, Гамова не привлекли к выполнению самого главного национального проекта США (Манхэттенский проект по созданию атомной бомбы), хотя позднее он короткое время работал в Национальной лаборатории Лос-Аламос и участвовал в разработке водородной бомбы. Несмотря на свою противоречивую репутацию среди коллег, Гамов имел много поклонников среди представителей общественности, а в 1940-х гг. получил известность как автор бестселлеров на научно-популярные темы, включая известные книги «Раз, два, три… бесконечность. Мистер Томпкинс изучает атом» и «Мистер Томпкинс в бумажном переплете»{5}.
Примерно в 1944 г. Гамов (вместе с Альфером и Германом) занялся проблемами космической химии. Герман, незадолго до этого получивший докторскую степень в Принстоне, развивал идеи Леметра о первозданном атоме и возникновении Вселенной. Гамов искал ответы на чрезвычайно простые, но очень важные вопросы: каким образом во Вселенной стал возможным синтез всех известных нам химических элементов? Могли ли все эти элементы образоваться на самом начальном этапе ее формирования, еще до того, как во Вселенной возникли первые звезды? Гамов был убежден в справедливости модели горячего Большого взрыва и пытался найти для этой теории недостающие к тому моменту бесспорные обоснования. Поскольку уже было известно, что в зарождающейся Вселенной могут возникать водород и гелий, Гамов предположил, что все остальные химические элементы могли появиться в результате дальнейшего прироста массы за счет слияния и захвата. Восприняв эту новую методологию, Альфер и Герман попытались, исходя из современного состояния Вселенной, экстраполировать самые начальные условия возникновения, когда плотность Вселенной была очень высокой, то есть воспроизвести то ее раннее состояние, когда она содержала главным образом лишь обогащенные гелием и водородом звезды. По их расчетам, плотность Вселенной в это время была столь велика, что частицы (и их физические двойники-антиподы, то есть античастицы) могли непрерывно объединяться и разъединяться, позволяя энергии и веществу постоянно преобразовываться. При предполагаемых экстремально высоких температурах начального взрыва мог постоянно реализовываться эйнштейновский принцип эквивалентности массы и энергии (читатель сразу вспомнит знаменитую формулу Эйнштейна Е = mc2) для связи частиц и античастиц. Исходя из того что описываемая ранняя Вселенная представляла собой «суп» из неупорядоченных частиц, Альфер и Герман поняли, что это постоянное превращение массы-энергии приведет к некоторому балансу. В результате этого процесса должны конденсироваться и возникать все известные нам субатомные частицы (протоны, электроны, нейтроны, фотоны и нейтрино), а сама Вселенная — расширяться и охлаждаться.
Такое равновесие (физики называют его тепловым) обладает некоторыми необычными свойствами. Представьте себе замкнутый ящик с непрозрачными стенками, способный поглощать энергию (все формы излучения, включая свет) и вещество извне. В соответствии с законами квантовой механики такой ящик в равновесном состоянии соответствует так называемому идеальному «черному телу», а кривая распределения его излучения должна определяться лишь температурой его стенок. Гамов был первым, кто понял и оценил роль теплового излучения и термического равновесия в процессе синтеза химических элементов. Поверив в его идею, Альфер и Герман сделали следующий важный шаг в исследовании, предположив, что горячая плотная ранняя Вселенная, достигнув теплового равновесия, должна вести себя подобно черному телу. Поскольку главной характеристикой черного тела является его температура, Альфер и Герман просто оценили температуру космоса, то есть температуру Вселенной в текущий момент времени. Более того, они предположили, что, даже несмотря на расширение Вселенной, приводящее к ее охлаждению, неудаляемая «подпись» ранней, нагретой Вселенной будет сохраняться в виде излучения черного тела. Присутствие этого излучения везде определяется особой формой излучения черного тела. Черное тело остается таким всегда, даже когда остывает. Поэтому Вселенная остается чернотельной и сегодня, хотя у нее более низкая температура, чем при ее огненном начале. Температуру текущего, чернотельного, состояния Вселенной Альфер и Герман оценили в 5 °К (что соответствует –268 °C). Утверждения, что Вселенная является чернотельной и что ранняя и современная Вселенные характеризуются у