Давайте оставим на время историю ранней Вселенной и рассмотрим историю последних трех десятилетий космологических исследований. В особенности я хочу попытаться разрешить здесь историческую проблему, которая представляется мне в равной степени загадочной и поразительной. Обнаружение в 1965 году фона космического микроволнового излучения было одним из самых важных научных открытий двадцатого века. Почему оно произошло случайно? Или, другими словами, почему не было систематических поисков этого излучения задолго до 1965 года?

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!

В чем же тогда дело? Можно указать, по меньшей мере, три интересные причины, почему большинство ученых не понимало важности поисков трехградусного фона микроволнового излучения в 50-х и начале 60-х годов.

Во-первых, следует отдавать себе отчет в том, что Гамов, Альфер, Херман, Фоллин и другие работали в рамках более общей космогонической теории. В их теории «большого взрыва» предполагалось, что все без исключения сложные ядра, а не только гелий, были построены в ранней Вселенной с помощью процесса быстрого добавления нейтронов. Однако, хотя эта теория правильно предсказывала отношения распространенностей ряда тяжелых элементов, она сталкивалась с трудностями в объяснении того, почему вообще появились какие-то тяжелые элементы! Как уже отмечалось, не существует стабильных ядер с пятью или восемью ядерными частицами, поэтому невозможно построить ядро тяжелее гелия добавлением к ядрам гелия (4Не) нейтронов или протонов либо слиянием двух ядер гелия. (Это обстоятельство было впервые отмечено Энрико Ферми и Антони Туркевичем.) Имея в виду эту трудность, становится понятным, почему теоретики совершенно не желали серьезно относиться к расчету образования гелия в такой теории.

Космологическая теория синтеза элементов еще больше потеряла под собой почву, когда были сделаны усовершенствования в альтернативной теории, согласно которой элементы синтезировались в звездах. В 1952 году Э.Э. Солпитер показал, что на пропасти, отвечающей ядрам с пятью или восемью ядерными частицами, могут быть наведены мосты в плотных, богатых гелием сердцевинах звезд: при столкновениях двух ядер гелия образуется нестабильное ядро бериллия (8Ве), и при условиях высокой плотности ядро бериллия прежде, чем распадется, может наткнуться на другое ядро гелия, образуя стабильное ядро углерода (12С). (Плотность Вселенной к моменту космологического нуклеосинтеза слишком низка, чтобы этот процесс мог тогда происходить.) В 1957 году появилась знаменитая статья Джеффри и Маргарет Бербиджей, Фаулера и Хойла, в которой было показано, что тяжелые элементы могли быть образованы в звездах, особенно в звездных взрывах (подобных сверхновым) в периоды интенсивного нейтронного потока. Но даже до 50-х годов среди астрофизиков сильна была склонность верить, что все элементы, кроме водорода, образовались в звездах. Хойл заметил мне, что это мнение могло быть следствием той борьбы, которую должны были вести астрономы в первые десятилетия нашего века, чтобы понять источник энергии, образующийся в звездах. К 1940 году из работ Ганса Бете и других стало ясно, что основной процесс — это слияние четырех ядер водорода в одно ядро гелия, и такая картина привела в 40-х и 50-х годах к быстрым успехам в понимании звездной эволюции. Как говорит Хойл, после всех этих успехов многим астрофизикам казалось извращением сомневаться в том, что звезды являются местом формации элементов.

Но звездная теория нуклеосинтеза тоже имеет свои проблемы. Трудно представить, каким образом звезды могли образовать гелий в таком количестве, что его распространенность достигла 25–30 процентов. Действительно, энергия, которая должна была высвободиться при таком синтезе, была бы много больше той, которую звезды, как представляется, могли излучить за всю их жизнь. Космологическая теория очень тонко обходится с этой энергией — энергия просто теряется при общем красном смещении. В 1964 году Хойл и Р.Дж. Тайлер отметили, что гелий с такой большой распространенностью, как в теперешней Вселенной, не мог быть создан в обычных звездах. Они провели вычисление количества гелия, которое должно было образоваться на ранних стадиях «большого взрыва», и получили значение распространенности 36 процентов по массе. Довольно забавно, что они зафиксировали момент времени, когда должен был произойти нуклеосинтез, соответствующий более или менее произвольной температуре пять миллиардов градусов Кельвина, несмотря на то, что это предположение зависит от выбранного значения неизвестного тогда параметра — отношения числа фотонов к числу ядерных частиц. Если бы они использовали свои вычисления для оценки этого отношения из наблюдаемой распространенности гелия, они смогли бы предсказать нынешний фон микроволнового излучения с температурой примерно правильного порядка величины. Тем не менее поразительно, что Хойл, один из создателей теории стационарного состояния, хотел следовать этой линии рассуждений и подтвердить, что она дает свидетельство в пользу чего-то вроде модели «большого взрыва».

В настоящее время общепризнано, что нуклеосинтез происходил как космологически, так и в звездах; гелий и, возможно, другие легкие ядра были синтезированы в ранней Вселенной, а звезды ответственны за все остальное. Теория нуклеосинтеза в «большом взрыве», пытаясь сделать слишком многое, перестала внушать доверие, которого она действительно заслуживала как теория синтеза гелия.

Во-вторых, это был классический пример разрыва связи между теоретиками и экспериментаторами. Большинство теоретиков никогда не сознавало, что изотропный трехградусный фон излучения может быть когда-нибудь обнаружен. В письме к Пиблзу, датированном 23 июня 1967 года, Гамов объясняет, что ни он, ни Альфер и Херман не рассматривали возможности детектирования оставшегося после «большого взрыва» излучения, так как к моменту появления их работы по космологии радиоастрономия была еще в младенческом состоянии. (Однако Альфер и Херман сообщили мне, что они на самом деле изучали возможность наблюдения фона космического излучения совместно с экспертами по радарам в Университете Джона Гопкинса, Морской исследовательской лаборатории в Национальном Бюро Стандартов, но им было сказано, что температура фона излучения 5 или 10 К слишком низка, чтобы быть обнаруженной доступной тогда техникой). В то же время, кажется, некоторые советские астрофизики понимали, что микроволновой фон можно детектировать, но были сбиты с толку терминологией в американских технических журналах. В обзорной статье 1964 года Я.Б. Зельдович сделал правильное вычисление космической распространенности гелия для двух возможных значений теперешней температуры излучения и правильно подчеркнул, эти величины связаны, так как число фотонов на ядерную частицу (или энтропия на ядерную частицу) не меняется со временем. Однако представляется, что он был введен в заблуждение использованием термина «температура неба» в статье Э.А. Ома 1961 года в Техническом журнале «Белл Систем», заключив, что температура излучения была измерена и оказалась меньше 1 К. (Использовавшаяся Омом антенна была тем самым 20-футовым рупорным отражателем, который в конце концов послужил Пензиасу и Вилсону для открытия микроволнового фона!) Это, наряду с довольно низкими оценками космической распространенности гелия, привело Зельдовича к отказу на основании наблюдений от идеи горячей ранней Вселенной.

Конечно, кроме того, что информация плохо передавалась от экспериментаторов к теоретикам, она столь же плохо передавалась и от теоретиков к экспериментаторам. Пензиас и Вилсон никогда не слышали о предсказании Альфера-Хермана, намереваясь в 1964 году проверить свою антенну.

В-третьих, и мне думается, что самое главное, теория «большого взрыва» не привела к поиску трехградусного микроволнового фона потому, что физикам было чрезвычайно трудно серьезно воспринять любую теорию ранней Вселенной. (Я говорю так отчасти по воспоминаниям о моем собственном отношении к этому до 1965 года.) Каждая из упомянутых выше трудностей могла быть без особых усилий преодолена. Однако первые три минуты столь удалены от нас по времени, условия на температуру и плотность так незнакомы, что мы стесняемся применять наши обычные теории статистической механики и ядерной физики.

Такое часто случается в физике — наша ошибка не в том, что мы воспринимаем наши теории слишком серьезно, а в том, что мы не относимся к ним достаточно серьезно. Всегда очень трудно осознать, что те числа и уравнения, с которыми мы забавляемся за нашими столами, имеют какое-то отношение к реальному миру. Хуже того, часто кажется, что существует общее соглашение, будто некоторые явления еще не годятся для того, чтобы стать предметом солидных теоретических и экспериментальных исследований. Гамов, Альфер и Херман заслуживают колоссального уважения помимо всего прочего за то, что они серьезно захотели воспринять раннюю Вселенную и исследовали то, что должны сказать известные физические законы о первых трех минутах. Но даже они не сделали последнего шага, не убедили радиоастрономов, что те должны искать фон микроволнового излучения. Самое важное, что сопутствовало окончательному открытию в 1965 году трехградусного фона излучения, заключалось в том, что это открытие заставило всех нас всерьез отнестись к мысли, что ранняя Вселенная была.

Я подробно остановился на этой упущенной возможности потому, что эта история представляется мне одной из самых поучительных историй науки. Вполне понятно, что большая часть историографии науки посвящена ее успехам, ошеломляющим открытиям, блестящим выводам или великим волшебным скачкам, сделанным Ньютоном или Эйнштейном. Но я не думаю, что можно по-настоящему понять успехи науки, не понимая того, как тяжело они даются — как легко быть сбитым с пути, как трудно узнать в любой момент времени, что нужно делать дальше.