Тщательно отдраив антенну и разбросав вокруг нее пестициды, ученые вернулись к измерениям. Безусловно, помет действительно мешал, и после его уборки уровень помех немного снизился. Но помехи все-таки оставались!

Пока Пензиас и Вильсон боролись с этой маленькой технической загвоздкой, другой физик, Роберт Дикке, разрабатывал новую идею происхождения Вселенной, названную теорией Большого взрыва. Эта теория гласила, что Вселенная возникла во время сильнейшего всплеска излучения при крайне высокой температуре. В ходе последующих миллиардов лет это излучение распространялось во всех направлениях, одновременно остывая. Если теория не врала, то сейчас, спустя примерно 15 миллиардов лет после Большого взрыва, Вселенная должна была купаться в излучении, куда более прохладном, чем изначальное, и частота его должна была быть в точности как у помех, зафиксированных Пензиасом и Вильсоном — после того как они вычистили антенну.

Когда Дикке узнал о проблемах Пензиаса и Вильсона, трое ученых договорились встретиться, и стало ясно, что антенна «Лабораторий Белла» зафиксировала первое убедительное доказательство теории Большого взрыва. В 1978 году Пензиас и Вильсон (уже без Дикке) разделили между собой Нобелевскую премию по физике. Хотя Вильсон ранее придерживался конкурирующей теории происхождения нашего мира — теории стационарной Вселенной, — ему пришлось признать, что аргументация Дикке вкупе с данными, полученными им и Пензиасом, убедительно доказывают правоту теории Большого взрыва.

В этой истории имеется и другой неожиданный поворот. Оказывается, еще в 1964 году, незадолго до того, как Пензиас и Вильсон распознали источник помех, в одном из советских журналов была опубликована статья[5], предсказывавшая, что если теория Большого взрыва верна, то Вселенная должна быть наполнена остаточным микроволновым излучением, для обнаружения которого лучше всего подошла бы антенна из «Лабораторий Белла», обладающая подходящей формой и размерами. К несчастью, как выразился Пензиас в своей нобелевской лекции, «статья не попала в поле зрения других специалистов в этой области», включая, надо полагать, и его самого.

В ясную безлунную ночь на небе особенно хорошо заметна полоса рассеянного света, перекинувшаяся с одного края горизонта до другого. Помимо этой полосы невооруженный глаз может различить на небе звезды разной степени яркости и маленькие затуманенные участки, которые, если посмотреть в телескоп, окажутся галактиками и туманностями. Полоса света, которая именуется Млечным Путем, — это вообще-то «наша Галактика»[6] — вихрь звезд, по форме напоминающий диск, который мы видим как бы со стороны, потому что в этот вихрь входит наше Солнце. Еще сто с небольшим лет назад астрономы считали, что наша Галактика являет собой всю Вселенную и что звезды и туманности, которые мы видим на небе, — тоже части нашей Галактики. И только открытие одной женщины, Генриетты Левитт, позволило ниспровергнуть привычную картину мира, который благодаря ей превратился в огромную и постоянно расширяющуюся Вселенную, где наша Галактика — всего лишь крохотная частичка гораздо более масштабной и сложной системы, содержащей миллионы таких «млечных путей», которые еще не могла обнаружить существовавшая на тот момент технология.

Суть открытия Левитт заключалась в методе измерения расстояний до разных звезд и галактик. Это было все равно как если бы на каждом отдаленном астрономическом объекте вдруг обнаружилась табличка с надписью: «До меня 56 миллионов световых лет» (и это действительно истинное расстояние).

Если бы все звезды, в том числе наше Солнце, были одинаково яркими, мы без труда измеряли бы космические расстояния. Чем звезда тусклее, тем, получается, дальше она от нас. Воспользовавшись мощными телескопами, мы могли бы измерить яркость звезд, слишком тусклых и незаметных невооруженному взгляду, а при помощи математики — вычислить расстояние до них. В физике есть закон обратных квадратов, который гласит: если одну из двух одинаково ярких звезд отодвинуть от смотрящего в два раза дальше, чем первую, то она станет казаться в четыре раза более тусклой. Если расстояние до звезды увеличить в три раза, она будет вдевятеро менее яркой (1/22 = 1/4; 1/32 = 1/9). Таким образом, будь все звезды сами по себе одинаково яркими, нам достаточно было бы взять в качестве эталона какую-то одну звезду, расстояние до которой известно, например Солнце, а потом сравнивать ее по яркости со всеми звездами, которые нам видны.

Но звезды не одинаково яркие. Все они возникли в разное время и сейчас находятся на разных этапах эволюции, а значит, как следствие, обладают разной температурой. На раннем этапе современной астрономии ученые попытались выстроить их в некоторую последовательность, обозначив типы звезд буквами латинского алфавита: от А до S, от самых горячих до самых холодных, — но более поздние открытия спутали порядок следования, так что теперь классификация выглядит так: О, В, A, F, G, К, М, R, N, S. Об этом я упомянул не с целью загрузить вас лишней информацией, а исключительно затем, чтобы рассказать о мнемонической хитрости англоязычных астрономов. Для легкого и быстрого запоминания последовательности типов звезд в зависимости от их температур астрономы придумали фразу: «Oh, be a fine girl, kiss me right now, sweetie» («О, будь хорошей девочкой, поцелуй меня прямо сейчас, солнышко»). А в 1970-е годы некоторые американские астрономы использовали фразу: «On Bad Afternoons, Fermented Grapes Keep Mrs. Richard Nixon Smiling» («В плохие дни госпожа Ричард Никсон улыбается только благодаря сброженному винограду»).

Поскольку звезды отличаются друг от друга по яркости, то, прежде чем определить расстояние до каждой из них, нужно установить, насколько они ярки. Допустим, мы каким-то способом узнали, что звезда Альфа находится от нас в четырех световых годах. И, предположим, нам известно, что другая звезда, Бета, в абсолютных величинах в два раза тусклее Альфы. Иными словами, если бы звезды располагались от нас на одном расстоянии, то Альфа казалась бы в два раза ярче. Теперь представим, что Бета в действительности кажется в шестнадцать раз тусклее Альфы. Применив закон обратных квадратов, мы вычислим, что при одинаковой яркости Бета находилась бы от нас в четыре раза дальше Альфы. Но Бета в два раза тусклее Альфы, значит, на самом деле она ближе к нам и всего вдвое дальше, чем Альфа. Это я все к тому, что, если бы мы знали, насколько ярка та или иная звезда, мы могли бы понять, насколько она далеко.