Первые три минуты

Однако Пензиас и Вильсон измерили интенсивность космического фона всего лишь на одной длине волны – 7,35 см. И тут же возникла насущная задача: определить, действительно ли распределение энергии этого излучения удовлетворяет формуле Планка. Если нет, тогда нельзя точно утверждать, что это – сдвинутое в красную область реликтовое излучение, оставшееся от той эпохи, когда излучение и вещество во Вселенной находились в равновесии. Но если да, то эквивалентная температура (посчитанная в предположении о том, что измеряемая интенсивность шума описывается формулой Планка) должна быть одинаковой для всех длин волн, а не только для 7,35 см.

Как мы уже упоминали, к тому моменту, как Пензиас и Вильсон сделали свое открытие, в Нью-Джерси уже некоторое время шел эксперимент по регистрации микроволнового фона. Вскоре после того, как группы из Принстона и «Белл Лабораториз» опубликовали свои статьи, Ролл и Уилкинсон представили собственный результат: эквивалентная температура фона, измеренного на волне 3,2 см, лежит в промежутке между 2,5 и 3,5 К. Таким образом, в пределах ошибки интенсивность космических помех на волне 3,2 см превосходила свое значение на 7,35 см ровно во столько раз, во сколько требовала формула Планка!

После 1965 г. радиоастрономы успели измерить интенсивность реликтового излучения на десятках длин волн – от 73,5 см до 0,33 см. И каждый из этих экспериментов согласовался с зависимостью Планка и давал температуру от 2,7 до 3 К.

Однако не будем спешить с выводами. Прежде чем согласиться с тем, что реликтовый фон действительно описывается планковской формулой, давайте вспомним: для 3 К максимум в планковском распределении достигается при «типичной» длине волны, чуть меньшей 0,1 см (0,29 см разделить на 3 К). Поэтому все вышеупомянутые измерения попадают в длинноволновую область. Но, как мы помним, для этой части спектра увеличение плотности энергии при уменьшении длины волны связано лишь с тем, что длинные волны с трудом помещаются в маленький ящик – так может вести себя и излучение,

не находящееся в тепловом равновесии. (Радиоастрономам этот факт известен как закон Рэлея – Джинса, поскольку впервые эта область спектра была рассмотрена лордом Рэлеем и сэром Джеймсом Джинсом.) Для убеждения в том, что мы наблюдаем чернотельное излучение, необходимо пройти максимум планковского распределения и продвинуться в коротковолновую область. И только когда увидим, что плотность энергии с уменьшением длины волны начинает падать (как это предсказывает квантовая теория), можно будет праздновать победу. Переходя в область волн короче 0,1 см, мы уходим из-под крыла радио- и микроволновой астрономии и вторгаемся во владения сравнительно молодой инфракрасной астрономии.

К сожалению, атмосфера нашей планеты, почти прозрачная на волнах длиннее 0,3 см, все сильнее «мутнеет» при продвижении в коротковолновую область. Наземная радиообсерватория – даже если ее поднять на вершину горы – вряд ли сможет уловить космический фон на волнах короче 0,3 см.

Но, как ни удивительно, реликтовое излучение в коротковолновой области было поймано задолго до тех астрономических наблюдений, о которых мы рассказали. Причем не в радио- или инфракрасном свете, а самыми обычными оптическими телескопами! В созвездии Змееносца есть облако межзвездного газа, лежащее на линии между Землей и ζ Змееносца, – горячей, ничем не выдающейся звездой. Ее спектр испещрен рядом непривычных темных линий, сигнализирующих о том, что попадающий на луч зрения газ поглощает свет определенных длин волн. Как раз тех, при которых фотон имеет энергию, подходящую для перевода молекул газа в облаке из низкоэнергетического состояния в возбужденное. (Как и атомы, молекулы существуют только в состояниях с определенной, «квантованной» энергией.) Таким образом, засекая длины волн, на которых возникают темные линии, мы можем узнавать эти молекулы и их состояния.