После этого стало общепризнанным, что все химические элементы, следующие за литием, образовались в недрах звезд и при взрывах сверхновых. К этому нам еще предстоит возвратиться.

Прежде чем расстаться с моделью Альфера, Германа и Гамова, нужно еще раз обратить внимание на то, что ее авторы в то время находились под влиянием общепринятой тогда величины постоянной Хаббла. Но величина постоянной Хаббла характеризует скорость расширения Вселенной, а значит, и время, прошедшее от Большого взрыва до наших дней.

В соответствии с принятым в сороковых годах значением постоянной Хаббла возраст Вселенной был оценен в границах от 1 до 4 миллиардов лет, что сравнимо с возрастом Земли, определенным тогда различными достоверными методами в пределах 4–6 миллиардов лет. Именно это заставило Альфера, Германа и Гамова и в последнем варианте их теории счесть, что все химические элементы были синтезированы в ходе Большого взрыва до образования звезд и планет.

Лишь в семидесятых годах величина постоянной Хаббла была уточнена и было принято ее современное значение а возраст Вселенной оказался где-то между 13 и 20 миллиардами лет. Чаще всего говорят о 15 миллиардах лет. Именно это позволило пересмотреть теорию нуклеосинтеза и разработать более подробный сценарий образования звезд, включающий первый этап, на котором рождались и гибли звезды первого поколения, состоявшие из водорода и гелия. Лишь позже из элементов, синтезированных в ходе эволюции звезд первого поколения, возникли знакомые нам звезды второго поколения. К этому мы еще вернемся.

Первоначальный вариант теории расширяющейся Вселенной, созданный Фридманом, содержал лишь один результат, поддающийся проверке опытом. Этим результатом был сам процесс расширения. Безупречность теории была подтверждена авторитетом Эйнштейна. На вопрос о том, имеет ли это расширение реальный смысл, ответил Хаббл: да, она расширяется, как предсказал Фридман.

Модель Большого взрыва тоже привела к ряду результатов, поддающихся опытной проверке. Среди них — процесс образования ядер легких элементов из протонов и нейтронов. Это произошло после того, как расширение привело к понижению температуры ниже уровня, при котором тепловые соударения с другими протонами и нейтронами и воздействие излучения уже не могут разрушить образовавшиеся ядра. При этом модель позволяет проследить за ходом образования различных ядер, базируясь на результатах физики элементарных частиц и ядерной физики. Таким путем была вычислена распространенность легких ядер.

Несмотря на то что модель Гамова и его соавторов основывалась на неверном значении постоянной Хаббла, они смогли вычислить, что в современной Вселенной большая часть вещества существует в виде водорода (70 %), а меньшая часть в виде гелия (30 %). Все остальные элементы в сумме не составляют и нескольких процентов вещества Вселенной, так что их количество укладывается в пределы тех ошибок, с которыми вычислено количество водорода и гелия.

Это «предсказание» удивительно хорошо совпало с наблюдением астрофизиков, что сильно укрепило уверенность в правильности теории Большого взрыва, несмотря на первоначальную неясность с образованием тяжелых ядер.

Уточненная модель Большого взрыва немного изменила значение температуры электромагнитного излучения, оставшегося от Большого взрыва.

Расчеты показали, что к нашему времени оно должно охладиться до температуры порядка 10К (вместо первоначального результата 5К).

Следует помнить, что между 1948 и 1953 годом никто не помышлял о том, что можно зафиксировать существование излучения, обладающего столь низкой температурой. Эта часть работы, это предсказание не привлекло внимания ученых и оказалось забытым. Но в нем таился зародыш одной из самых впечатляющих сенсаций науки наших дней.

В 1963 году группа теоретиков, работавших в Принстоне во главе с Р. Дикке, снова заинтересовалась теорией Большого взрыва. За прошедшее десятилетие теория элементарных частиц пережила период бурного развития как в области фундаментальных моделей, так и по методам расчетов и полученным результатам. Значительный прогресс пережила и радиоастрономия. Были построены крупные малошумящие антенны для приема радиоволн сантиметрового диапазона, приходящих из космоса. Одновременно еще более молодая квантовая электроника позволила создать принципиально новые квантовые усилители радиоволн, основанные на применении открытого Е. К. Завойским парамагнитного резонанса. Радиоприемники с такими усилителями могли легко зафиксировать радиоизлучение, интенсивность которого была бы эквивалентна шумам сопротивления, нагретого лишь до нескольких единиц градусов Кельвина.

Один из сотрудников Дикке, П. Пиблс, вновь провел расчеты протекания начальной стадии эволюции Вселенной, следуя стандартной модели Большого взрыва, но с учетом новейших достижений физики элементарных частиц. Расчет подтвердил, что со всех направлений из удаленных областей Вселенной к Земле приходит равновесное радиоизлучение, максимум интенсивности которого после новых вычислений оказался близким к 7К. Основной отличительной чертой этого излучения является независимость его интенсивности от направления в пространстве и его спектр, являющийся характерным шумовым спектром равновесного теплового излучения. Лабораторный жаргон присвоил этому излучению наименование «реликтовое излучение», что подчеркивает его происхождение. Ведь это действительно реликт — остаток давно минувших времен и событий. Наименование сохранилось и вошло в международный словарь науки.

По поручению Дикке двое из его сотрудников начали готовить сверхчувствительный радиоприемник и крупную антенну радиотелескопа для поиска реликтового излучения на длине волны около 3 см.

Открытие

В это время американские радиоастрономы А. Пензиас и Р. Вильсон готовили к очередным экспериментам оригинальную рупорную антенну. Эта большая антенна была построена для исследования возможности создания космической системы радиосвязи, в которой спутник типа Эхо» — большой баллон из тонкой металлизированной пленки, выведенный на околоземную орбиту и раздутый газом, — должен был служить зеркалом, отражающим радиоволны, излученные передатчиком.

После того как эксперименты с «Эхом» были закончены, Пензиас и Вильсон собирались применить эту антенну в качестве радиотелескопа и поэтому тщательно изучали ее шумовые свойства. Они оценивали вклад различных источников шумов в принятых радиоастрономами единицах — градусах Кельвина. За единицу был принят шум, испускаемый сопротивлением величиной в один Ом, нагретым на 1К. Различные источники шумов вносили свой вклад в общую шумовую температуру антенны, а исследователи старались свести шумы антенны к минимуму. Как и другие радиоастрономы, они использовали для калибровки антенны шумы, приходящие из космического пространства, стремясь при этом точно учесть путем вычислений неизбежные шумы, порождаемые земной атмосферой, и шумы, излучаемые поверхностью Земли, попадавшие в антенну, даже когда она была обращена к небу. В последнем случае сказывалось отклонение конструкции антенны от расчетной и явление дифракции, то есть изгибание направления распространения радиоволн вблизи края антенны.

Закончив эти исследования, Пензиас и Вильсон обнаружили, что измеренный ими шум антенны на 3 К превосходит ее расчетный шум с учетом всех мыслимых внешних шумов. Необычно было, что величина избыточного шума не зависела от направления антенны. В процессе исследования антенну поворачивали от зенита почти