Куру в присутствии десятков астрономов, технических специалистов, официальных лиц и журналистов мощная ракета «Ариан‑5 ECA» оторвалась от земли и поднялась над верхушками деревьев на столбе огня и дыма, заглушив своим ревом пение птиц и непрекращающееся жужжание насекомых во влажном тропическом лесу. Под носовым обтекателем ракеты рядом с отправленным тем же рейсом в космос инфракрасным телескопом «Гершель» находилась обсерватория «Планк» Европейского космического агентства (названная в честь немецкого физика Макса Планка). Перед этой обсерваторией была поставлена задача построения точной карты распределения остатков свечения Большого взрыва – все это для поиска лучшего понимания Вселенной1.

Это свечение – так называемое реликтовое излучение – представляет собой снимок очень ранней Вселенной, запечатлевший ее всего через 380 000 лет после изначального взрыва. За прошедшие с тех пор 13,8 миллиарда лет мельчайшие флуктуации плотности первичного «сусла» каким-то образом превратились в наблюдаемое сейчас волокнистое распределение галактик. В этой «младенческой фотографии Вселенной» содержится информация о составляющих нашего мира, которые сыграли решающую роль в его эволюции. И действительно, данные наблюдений реликтового излучения на обсерватории «Планк» убедительно подтвердили определяющую роль и относительный вклад темной энергии (Λ) и холодной темной материи (CDM). Так что космологи теперь могут смело принять модель ΛCDM на основании одних лишь данных обсерватории «Планк», даже если бы у них не было результатов наблюдений сверхновых или кривых вращения галактик.

Что же, собственно говоря, представляет собой реликтовое излучение? Чтобы понять это, вернемся к самому началу. В течение нескольких первых сотен тысяч лет существования Вселенной образование нейтральных атомов было невозможно из-за господствовавших в ней экстремальных условий. Пространство тогда было заполнено чудовищно горячей плазмой – смесью отдельных протонов, нейтронов, электронов, нейтрино и частиц темной материи. Эта плазма, совсем как пламя свечи, была непрозрачна: фотоны не могли свободно перемещаться в пространстве из-за постоянного взаимодействия с вездесущими заряженными электронами.

Но после примерно 380 000 лет расширения средняя температура Вселенной упала ниже 2700 °C и стала достаточно «холодной» для того, чтобы ядра водорода и гелия могли захватывать свободные электроны. За какие-то несколько десятков тысяч лет вся плазма превратилась в горячий расширяющийся газ из электрически нейтральных атомов, и мощное излучение этого пылающего пекла получило наконец возможность свободно распространяться в пространстве, не встречая препятствий в виде заряженных частиц.

Следует иметь в виду, что каждая точка расширяющегося пространства была достаточно горячей, чтобы излучать это свечение, по яркости сравнимое с поверхностью Солнца. Излучение, порожденное в непосредственной близости от нас, давным-давно ушло вдаль. Но всех нас окружает «оболочка» пространства, настолько далекая, что ее первичное свечение только сейчас приходит сюда. За время путешествия длительностью 13,8 миллиарда лет спектр этого излучения расширяющейся Вселенной, фотоны которого вначале имели высокую энергию, передвинулся вследствие красного смещения в сторону более длинных волн и дошел до наших детекторов уже в виде слабого холодного и едва уловимого «шипения» в радиодиапазоне. Как уже говорилось в главе 1, именно этот слабый космический микроволновой фон в 1964 году случайно обнаружили радиоинженеры Лабораторий Белла Арно Пензиас и Роберт Уилсон.

Использованная Пензиасом и Уилсоном большая рупорная антенна регистрировала один и тот же поток излучения независимо от того, куда она была направлена. Но с самого начала было ясно, что распределение реликтового излучения не может – и не должно – быть идеально однородным на всем небе. Уже сам факт существования галактик и скоплений галактик в современной Вселенной говорит о наличии в «первичном бульоне» мелких неоднородностей плотности. Эти мелкие неоднородности плотности должны проявляться в виде столь же мелких пятен слегка повышенной или пониженной температуры в распределении реликтового излучения.

Одними из первых количественную оценку ожидаемых размеров этих неоднородностей на основе результатов пионерской работы советского физика Евгения Лифшица 1946 года получили астрофизики Райнер Закс и Артур Вольф из Техасского университета. В своей статье, опубликованной в 1967 году в The Astrophysical Journal, Закс и Вольф пришли к выводу: «Согласно нашим оценкам, если микроволновой фон имеет космологическое происхождение, то в нем должны присутствовать анизотропные компоненты на уровне около 1 %», – правда, этот результат в то время не получил общего признания»2. Но даже в ходе все более точных наблюдений, проведенных в 1970-х и 1980-х годах, так и не удалось обнаружить предсказанные вариации температуры – те самые анизотропные компоненты. Реликтовое излучение оказалось невероятно однородным, и именно это обстоятельство побудило Джима Пиблса предположить в 1982 году существование небарионной холодной темной материи.

Невероятно, но все же не идеально однородным. Великое открытие пришло в январе 1990 года – о нем было объявлено на съезде Американского астрономического общества в Вашингтоне, где ученые представили первые результаты наблюдений на созданном НАСА спутнике COBE (Cosmic Background Explorer – [Обсерватория] для исследования реликтового излучения). На основе этих наблюдений, которые проводились со времени вывода спутника в космос в ноябре 1989 года, была построена карта распределения реликтового излучения с беспрецедентным уровнем точности. В течение нескольких первых недель работы спутника был с высокой точностью измерен спектр реликтового излучения. Были обнаружены долгожданные флуктуации температуры, хотя и на гораздо меньшем уровне, чем за 24 года до этого предсказывали Закс и Вольф.

При средней температуре реликтового излучения 2,725 °K (всего пара с лишним градусов выше абсолютного нуля) температура «горячих» и «холодных» пятен отличается не более чем на 30 миллионных градуса – то есть уровень анизотропии составляет не 1 %, а 0,001 %. Наконец-то в руках космологов оказались цифры для расчетов. В 2006 году научные руководители программы COBE Джон Мазер и Джордж Смут были удостоены Нобелевской премии за их выдающийся научный прорыв.

Но спутник COBE не отличался слишком хорошим угловым разрешением, и полученные карты оказались все еще довольно «размытыми». Инструменты обсерватории зарегистрировали небольшие вариации температуры по всему небу, но не смогли различить самые горячие и холодные «пятнышки» – совсем как мы с вами не различаем отдельные цветные мазки, когда глядим на картину Сёра [22] с большого расстояния. Но в конце 1990-х годов мелкомасштабную структуру реликтового излучения удалось разрешить в ходе экспериментов с воздушными шарами, правда, сделать это получилось только для сравнительно небольших участков неба. А в июне 2001 года НАСА запустило в космос преемник спутника COBE – обсерваторию Microwave Anisotropy Probe («Аппарат для изучения анизотропии микроволнового излучения»). После смерти в 2002 году одного из научных руководителей проекта Дэвида Уилкинсона название аппарата было изменено на Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP).

С 2009 по 2013 год космический аппарат «Планк» Европейского космического агентства вывел наблюдения реликтового излучения на новый уровень чувствительности и точности. Полученная карта микроволнового