Белые карлики. Будущее Вселенной - [76]

Сначала основная задача заинтересованных исследователей состояла в доказательстве соответствия спектра фонового излучения формуле Планка — если и не абсолютного, то достаточно точного. Для этого его следовало промерять на разных частотах. Первыми это сделали Ролл и Вилкинсон, которые к концу 1965 г. завершили серию измерений на волне длиной 3,2 см. В 1966 г. две группы гарвардских астрономов и независимо от них Иосиф Самуилович Шкловский показали, что анализ спектров межзвездных облаков циана (напомню, впервые выполненный Маккелларом) свидетельствует о наличии фонового излучения с температурой порядка 3 K. Очень важно, что эта оценка была сделана не для сантиметрового диапазона, а для волн длиной 2,6 мм, где спектр излучения не соответствует пределу Рэлея — Джинса. Вскоре Пензиас и Вильсон установили на свой 60-сантиметровый аппарат новый радиометр, настроенный на прием волн длиной 21 см, и вновь подтвердили чернотельность спектра в длинноволновом пределе. В 1966–1967 гг. радиоастрономы также проводили измерения в сантиметровом и дециметровом диапазонах, которые ясно указывали на наличие чернотельного излучения с температурой порядка 3 K. Однако окончательно планковский характер микроволнового космического фона был доказан лишь к концу девятого десятилетия прошлого века. К этому времени различные наблюдения, как наземные, так и с помощью аппаратуры на высотных аэростатах и геофизических ракетах, довели измерения спектра реликтового излучения до частот порядка 700 ГГц, то есть до длин волн в окрестности половины миллиметра. В этой области, так называемом пределе Вина, по мере роста частоты интенсивность излучения уменьшается по экспоненте, то есть ведет себя совсем иначе, нежели в классическом пределе Рэлея — Джинса. В эти же годы были проведены новые измерения спектров межзвездного циана на частотах в одну-две сотни гигагерц. Все эти данные не только подтвердили чернотельный характер излучения, но и показали, что его температура с высокой степенью вероятности составляет 2,7–2,8 K.

Но это лишь одна сторона медали. Практически с момента открытия реликтового излучения стало понятно, что оно не может быть полностью изотропным, как того требует планковская формула. Иными словами, температура фоновых фотонов не может быть строго постоянной, с какой бы точки небосвода они ни пришли. Она непременно должна хоть немного, но изменяться в зависимости от направления, на формальном языке — флуктуировать. Причем эти флуктуации могут возникнуть по весьма разным причинам. Одна из них имеет чисто кинематическое объяснение. Как известно, Солнце каждые 225–250 млн лет совершает полный оборот вокруг центра Млечного Пути по практически круговой орбите радиусом около 26 000 световых лет со средней скоростью 230 км/с. Отсюда следует, что наша планета вместе со своей звездой движется относительно реликтового излучения, которое в данном случае служит неподвижной системой отсчета. Млечный Путь, в свою очередь, приближается к соседней крупной галактике, Андромеде, со скоростью порядка 100 км/с, и под действием гравитации обе они падают на галактическое скопление Девы со скоростью в несколько сотен километров в секунду. Измеренная интенсивность (а следовательно, и температура) реликтового излучения должна быть максимальной при ориентации антенны в направлении каждого из этих движений и, соответственно, минимальной — при обратной ориентации (так называемая дипольная анизотропия реликтового фона, или, неформально, эффект эфирного дрейфа). Количественно эти температурные колебания чрезвычайно малы, порядка трех милликельвинов. Впервые их обнаружили в 1967 г., хотя и с большой погрешностью. С тех пор такие измерения неоднократно повторялись и уточнялись.

Это наиболее простой и очевидный механизм возникновения анизотропии реликтового излучения, и его информационный потенциал сравнительно невелик. На его основе можно оценить лишь скорости различных движений в космическом пространстве. Однако из горячей модели Вселенной следует существование иных причин анизотропии реликтового излучения, причем куда более серьезных. Их нельзя объяснить с помощью кинематики, для этого нужна физика. Именно эти причины делают спектральный анализ микроволнового фона богатейшим источником информации о ранней Вселенной.

Материи это довольно сложные, в двух словах о них не рассказать. Тонкую структуру анизотропий фонового излучения удалось детально выявить в первую очередь за счет выноса измерительной аппаратуры на космические платформы. Первой такой платформой стал американский искусственный спутник Земли Cosmic Background Explorer (COBE), выведенный на орбиту 18 ноября 1989 г. Он проработал в космосе немногим больше четырех лет (точнее, 4 года, 1 месяц и 5 суток) и полностью преобразил наши знания о спектральных характеристиках реликтового излучения. Несмотря на то что угловое разрешение его аппаратуры было весьма скромным, всего 7°, она впервые измерила температурные флуктуации реликтового излучения. К немалому удивлению, они оказались очень малы — всего лишь порядка стотысячной доли кельвина. Неслучайно в 2006 г. двое научных руководителей этого проекта — Джон Мазер и Джордж Смут — были удостоены Нобелевской премии по физике. Мазер руководил созданием спектрофотометра FIRAS, установленного на COBE, а Джордж Смут был лидером команды, которая работала на другом приборе, радиометре DMR.