13,8. В поисках истинного возраста Вселенной и теории всего - [3]

. Вильсону так понравилось учиться и «испытывать радость побед», что он окончил курс с отличием и в 1957 году поступил в аспирантуру физического факультета Калифорнийского технологического института (Калтех), пока еще не имея четкого представления о теме будущей диссертации. Там он выбрал курс космологии. Его преподавателем был Фред Хойл[7], увлекший молодого ученого идеей стационарной Вселенной (позже я расскажу об этом подробнее); но еще более важную роль в жизни Вильсона сыграло предложение Дэвида Дьюхирста[8] из Кембриджа (их с Хойлом пригласили читать лекции) заняться радиоастрономией, на которое он ответил согласием. Перед началом исследований Роберт провел лето 1958 года в Хьюстоне, где женился на Элизабет Соуин.

В качестве предмета исследования Вильсон выбрал радиокарту Млечного пути, которую составлял с помощью нового телескопа радиообсерватории в долине Оуэнс; эта работа была для молодого ученого идеальным сочетанием электроники и физики. Роберт дописал докторскую в 1962 году. Сначала его научным руководителем был Джон Болтон, австралийский ученый, сыгравший важную роль в создании телескопа. А когда тот вернулся в Австралию, его место занял Мартен Шмидт[9]. За время работы Вильсон «проникся уважением к Лаборатории Белла», ведь там разработали мазер-усилители для использования в телескопе в долине Оуэнс, а еще он слышал о новой рупорной антенне. Роберт присоединился к команде, работающей на Кроуфордском холме, в 1963 году, когда понял, что ему разумнее действовать не в одиночку, а вместе с Арно Пензиасом, единственным радиоастрономом Лаборатории. Сотрудничество получилось крепким: когда из-за финансовых проблем бюджет радиоастрономического направления сократился до одной ставки, оба ученых решили работать на полставки, а освободившееся время посвятить прикладному направлению. Но это случилось уже после их открытия, удостоенного Нобелевской премии.

Форма рупорной антенны предназначена минимизировать помехи с Земли и обеспечить самое точное измерение силы радиошума (подобно свету, он представляет собой часть электромагнитного спектра), поступающего из разных точек космоса, преимущественно с искусственных спутников, но также и от естественных объектов, таких как звезды и газовые облака. Сила такого радиошума измеряется по температуре, калибруемой по температуре радиации, испускаемой так называемым абсолютно черным телом. Этот кажущийся странным термин для обозначения излучающего тела появился потому, что объекты, представляющие собой идеальные поглотители электромагнитного излучения (и потому черные), при нагревании тоже оказываются идеальными излучателями (см. главу 1). Характер этого излучения полностью определяется температурой излучающего объекта.

Ученые измеряют температуру в градусах по шкале Кельвина (К без знака градуса). Размер градуса такой же, как на шкале Цельсия, но 0 К – это абсолютный ноль, наименьшая возможная температура (–273,15°С). Округляя, можно сказать, что средняя температура на поверхности Земли равна примерно 300 К. Тщательно проработанная конструкция рупорной антенны позволяла сократить фиксируемые радиотелескопом помехи с Земли до менее чем 0,05 К. Чтобы оптимально использовать антенну, до начала астрономических наблюдений Пензиас и Вильсон решили построить для нее приемник-радиометр с такой же или, по крайней мере, максимально возможной чувствительностью.

Усилители, использованные в приемнике (похожие на те, что Вильсон применял в Калифорнии), были охлаждены до 4,2 К с помощью жидкого гелия, а для калибровки системы Пензиас придумал «холодную нагрузку», тоже охлажденную жидким гелием примерно до 5 К. Переключая антенну с наблюдений за холодной нагрузкой на наблюдения за небом, ученые смогли измерить воспринимаемую температуру Вселенной (предполагалось, что она равна нулю по Кельвину) и сделать поправку на известные факторы, такие как помехи из атмосферы и от радиометра. Оставшийся шум, как они предполагали, производится самой антенной и может быть устранен разнообразными способами, например полировкой прибора. Разумеется, они рассчитывали, что в итоге никакого лишнего шума не останется вообще и это будет признаком того, что телескоп работает корректно и можно переходить к радиоастрономическим исследованиям.

По сути, нечто подобное этой калибровке уже было сделано ранее (только с меньшей точностью и без необходимой холодной нагрузки) инженерами, создававшими рупорную антенну. Они проверяли, достаточно ли она чувствительна для поставленных целей. Один из них, Эд Ом, опубликовал результаты проверок в «Техническом журнале Bell System»[10] за 1961 год. Он сообщил, что температура измерений телескопа, направленного в небо, составила 22,2 К с точностью до ±2,2 К (то есть в диапазоне 20–24,4 К). Подсчитанное его коллегами количество шума в системе из атмосферы, вызванного остаточным нагревом радиометра и тому подобным, составило 18,9 К с точностью до 3 К (15,9–21,9 К). Если вычесть средние данные друг из друга, температура неба окажется равной 3,2 К. Но в целом два набора величин пересекались, и Ом сделал вывод, что «наиболее вероятная минимальная температура системы» – 21 ± 1 К. Однако по мере выверки системы Пензиасом и Вильсоном ошибок становилось все меньше, а разница между ожидаемыми и реальными измерениями все больше увеличивалась. Вскоре стало очевидно, что излучение, поступающее от антенны в приемник, по крайней мере на 2 К теплее, чем они ожидали.