Сдвиг в нашем восприятии и понимании устройства Вселенной начался фактически раньше, из измерений спутника COBE реликтового излучения
[23]. Сама идея существования этого излучения также была предложена раньше, еще в 1940-х гг., но тогда лишь несколько человек смогли оценить ее важность и смысл. Аппаратура, используемая для экспериментальных измерений, также была создана давно, причем для совершенно иных целей. Важнейшей частью оборудования стал радиометр, разработанный для военных радаров во время Второй мировой войны в Радиационной лаборатории MIT. Созданный во время войны военно-промышленный комплекс во многом способствовал активизации множества исследований в фундаментальной науке. По мнению Хелджа Крафа, космология при этом получила особые преимущества{3}. Однако давайте вернемся к обсуждению вопроса о начале буквально всего, то есть к проблеме начала самой Вселенной.
В ноябрьском номере 1931 г. малоизвестного журнала Revue des questions Жорж Леметр опубликовал статью «Расширение пространства» (L’expansion de l’espace), в которой писал: «Мир-атом распался на фрагменты, каждый из которых затем распался на еще более мелкие части… Эволюцию мира можно сравнить с картиной завершения фейерверка… Мы можем представить рождение космоса из первозданного атома и возникновение космоса, отмеченное началом времени». Конечно, модель расширяющейся Вселенной подразумевала огненное рождение — некий большой взрыв. Леметр также опубликовал письмо в Nature в 1931 г., в котором развил и обобщил свою теорию расширяющейся Вселенной из первозданного атома в «день, до которого не было вчера», то есть из какой-то очень плотной точки в пространстве и времени{4}. Леметр полагал, что ученые смогут получить материальные свидетельства существования этого момента творения и что появление наблюдательного доступа к первозданной Вселенной неизбежно. Очень важно отметить, что именно в этот момент в астрономии возникло и стало все сильнее проявляться сотрудничество и взаимодействие между теоретиками и астрономами-наблюдателями, подстегнутое успешным совпадением во времени наблюдений Хаббла и теории Леметра, связанных с идеей расширяющейся Вселенной. Это стало началом синергии теории и наблюдений, приведшей к их сегодняшнему тесному взаимодействию. Сочетание наблюдений Хаббла с теоретическими воззрениями Леметра открыло новые возможности для космологических исследований вообще. До этого никто из ученых не осмеливался даже задуматься о возможностях моделирования всей Вселенной и ее эволюции, начиная от Большого взрыва. С тех пор множество физиков занялись дальнейшим развитием теории модели Большого взрыва и связанных с этим потенциально наблюдательных следствий. Модель Большого взрыва в те времена была еще далека от завершения, и, в частности, она в те годы конкурировала с теорией стационарной Вселенной, которую поддерживали Фред Хойл с коллегами. В результате этой борьбы идей возник и заметный интерес к получению новых наблюдательных данных, которые позволили сделать выбор между ними.
Одним из главных действующих лиц в описываемой истории стал Георгий Гамов, в конце 1940-х гг. преподававший в Университете имени Джорджа Вашингтона (округ Колумбия). Вместе с двумя молодыми коллегами — Ральфом Альфером и Робертом Германом — он занялся проблемой возникновения химических элементов во Вселенной на основе теории Большого взрыва. Гамов был убежден, что именно объяснение процесса рождения химических элементов может окончательно подтвердить справедливость модели Большого взрыва. Самого Гамова многие считали креативным гением, выдвигающим новые идеи и щедро делящимся этими идеями со студентами и сотрудниками. С другой стороны, Гамов (подобно Фрицу Цвикки) имел не простую личную репутацию и помимо своих блестящих научных достижений был известен несдержанным поведением и пристрастием к алкогольным напиткам, что затмевало многие его достоинства. У Гамова была богатая научная родословная, так как ранее он учился в Петроградском/Ленинградском (ныне Санкт-Петербургском) государственном университете у знаменитого физика Александра Фридмана
[24], который когда-то первым нашел решения полевых уравнений Эйнштейна для развития Вселенной. Ранние научные работы Гамова относились к радиоактивности и эволюции звезд. Он много лет пытался покинуть СССР и в 1934 г. перебрался с женой на постоянное жительство в США. Несмотря на внушительные достижения в изучении радиоактивности и ядерного синтеза, Гамова не привлекли к выполнению самого главного национального проекта США (Манхэттенский проект по созданию атомной бомбы), хотя позднее он короткое время работал в Национальной лаборатории Лос-Аламос и участвовал в разработке водородной бомбы. Несмотря на свою противоречивую репутацию среди коллег, Гамов имел много поклонников среди представителей общественности, а в 1940-х гг. получил известность как автор бестселлеров на научно-популярные темы, включая известные книги «Раз, два, три… бесконечность. Мистер Томпкинс изучает атом» и «Мистер Томпкинс в бумажном переплете»{5}.
Примерно в 1944 г. Гамов (вместе с Альфером и Германом) занялся проблемами космической химии. Герман, незадолго до этого получивший докторскую степень в Принстоне, развивал идеи Леметра о первозданном атоме и возникновении Вселенной. Гамов искал ответы на чрезвычайно простые, но очень важные вопросы: каким образом во Вселенной стал возможным синтез всех известных нам химических элементов? Могли ли все эти элементы образоваться на самом начальном этапе ее формирования, еще до того, как во Вселенной возникли первые звезды? Гамов был убежден в справедливости модели горячего Большого взрыва и пытался найти для этой теории недостающие к тому моменту бесспорные обоснования. Поскольку уже было известно, что в зарождающейся Вселенной могут возникать водород и гелий, Гамов предположил, что все остальные химические элементы могли появиться в результате дальнейшего прироста массы за счет слияния и захвата. Восприняв эту новую методологию, Альфер и Герман попытались, исходя из современного состояния Вселенной, экстраполировать самые начальные условия возникновения, когда плотность Вселенной была очень высокой, то есть воспроизвести то ее раннее состояние, когда она содержала главным образом лишь обогащенные гелием и водородом звезды. По их расчетам, плотность Вселенной в это время была столь велика, что частицы (и их физические двойники-антиподы, то есть античастицы) могли непрерывно объединяться и разъединяться, позволяя энергии и веществу постоянно преобразовываться. При предполагаемых экстремально высоких температурах начального взрыва мог постоянно реализовываться эйнштейновский принцип эквивалентности массы и энергии (читатель сразу вспомнит знаменитую формулу Эйнштейна Е = mc2) для связи частиц и античастиц. Исходя из того что описываемая ранняя Вселенная представляла собой «суп» из неупорядоченных частиц, Альфер и Герман поняли, что это постоянное превращение массы-энергии приведет к некоторому балансу. В результате этого процесса должны конденсироваться и возникать все известные нам субатомные частицы (протоны, электроны, нейтроны, фотоны и нейтрино), а сама Вселенная — расширяться и охлаждаться.
