В своей работе Гамов использовал простые аппроксимации и приближенные оценки. Альфер и Херман к тому времени получили точные решения уравнений Фридмана для расширяющейся Вселенной и, узнав о результатах Гамова, поняли, что могут уточнить его оценки для переходной эпохи. Гамов помог быстрой публикации заметки своих учеников, и она вышла из печати всего через 2 недели после его собственной. Так появилась знаменитая работа Альфера и Хермана, важнейшим результатом которой стала первая оценка современной температуры заполняющего Вселенную реликтового излучения — 5 К. (В работе Гамова этой оценки не было — он оценил температуру излучения лишь в «демаркационную», переходную эпоху.)
Оценка температуры реликтового излучения была получена Альфером и Херманом на основе относительно громоздких вычислений. Гамов не любил длинных вычислений, кроме того, он, по-видимому, полагал, что столь фундаментальный результат можно получить проще — из общих соображений. Поэтому, к удивлению своих учеников, он в последующие годы неоднократно возвращался к оценке современной температуры реликтового излучения, применяя для этого столь любимые им простые соображения и приближенные формулы
[17].
В 1953 году на основе общих формул космологической динамики он получил 7 К, а в 1956 году — 6 К. Учитывая уровень развития космологии 1940-1950-х годов, согласие с реальным значением (3 К) следует признать просто превосходным!
Итак, существование слабого «отблеска» Большого взрыва предсказано, но можно ли его обнаружить? Вопреки иногда встречающемуся мнению, пионеры понимали важность наблюдений реликтового излучения и даже предпринимали для этого некоторые шаги. Еще в конце 1940-х годов Альфер и Херман обсуждали этот вопрос с экспертами по радарам (при столь низкой температуре максимум излучения реликтового излучения должен был находиться в радиодиапазоне), но, очевидно, без успеха — в те годы радиоастрономия находилась еще в процессе становления! Как вспоминал Алан Сендидж, в середине 1950-х у него состоялся разговор с Джеймсом Фоллиным, который в то время сотрудничал с Альфером и Херманом. К своему удивлению Сендидж услышал, что они планируют использовать ракетные наблюдения для обнаружения предсказанного ранее «5 К» излучения. Сендидж, не очень поняв, о чем идет речь, не придал разговору особого значения. Как бы то ни было, к концу 1950-х годов у Гамова и его учеников изменились научные интересы, а их работы по первичному нуклеосинтезу и эволюции ранней Вселенной, и так не привлекшие особого внимания, были полностью забыты.
Дальнейшее хорошо известно и неоднократно описывалось в популярной литературе (см., например, «Первые три минуты» Стивена Вайнберга и книги И. Д. Новикова) в 1964 году сотрудники американской компании «Белл» Арно Пензиас и Роберт Вилсон
[18], работая с 20-футовой рупорной радиоантенной (Холмдел, США), совершенно случайно открыли реликтовое излучение. Определенный драматизм их открытию придало то, что существование реликтового излучения было незадолго до этого переоткрыто в работах американских и советских теоретиков, причем по соседству — в Принстоне — для поиска этого излучения уже было начато сооружение специальной антенны. Кроме того, как это было осознано позднее, реликтовое излучение фактически уже было открыто раньше, но, к сожалению, не узнано как таковое!
Основными особенностями открытого Пензиасом и Вилсоном излучения были его удивительная изотропность (сигнал не зависел от направления антенны) и, как вскоре выяснилось в ходе новых наблюдений, чисто тепловой, соответствующий излучению абсолютно черного тела, спектр. Температура этого излучения составляла примерно 3 К, что хорошо согласовывалось с теоретическими расчетами ожидаемой в настоящую эпоху температуры. При такой температуре максимум излучения реликтового излучения приходится на длину волны около 2 мм (рис. 29).
Рис. 29. Спектр излучения космического микроволнового фонового излучения по данным спутника СОВЕ (по горизонтальной оси отложена длина волны излучения в миллиметрах, по вертикальной — интенсивность излучения). Точками показаны результаты измерений, непрерывная кривая — теоретический спектр излучения абсолютно черного тела с температурой Τ = 2,725 К.
В настоящее время представление о реликтовом излучении и о его роли усложнилось. В эволюции Вселенной, помимо выделенной Гамовым переходной эпохи, был еще один очень важный этап — рекомбинация. Рекомбинация — это эпоха, когда первичная смесь заряженных ядер, электронов и фотонов охладилась до температуры примерно 3000 К и при этой температуре свободные электроны начали соединяться с протонами, образуя нейтральные атомы водорода
[19]. C исчезновением свободных электронов Вселенная стала «прозрачной» для излучения, так как фотоны перестали на них рассеиваться и стали свободно распространяться в пространстве. Энергия их постепенно уменьшалась из-за космологического расширения. Именно эпоха рекомбинации — источник окружающих нас фотонов реликтового излучения. Другими словами, эпоха рекомбинации — последний период в эволюции горячей Вселенной, когда фотоны испытывали рассеяние на свободных электронах. (Этим, кстати, объясняется название «поверхность последнего рассеяния», упоминавшееся в параграфе 2.3.)
Эпоха рекомбинации — это относительно короткий период времени. К моменту рекомбинации водорода (в первую очередь мы говорим о нем, пренебрегая влиянием гелия) прошло примерно 400 000 лет после начала космологического расширения (столько времени потребовалось, чтобы температура первичной плазмы упала до 3000 К), а длительность рекомбинации составила лишь несколько процентов этого времени. Красное смещение эпохи рекомбинации оценить очень просто: температура реликтового излучения при расширении падает ∝ (1 + z)-1, в эпоху рекомбинации температура составляла примерно 3000 К, современная температура равна 2.7 К, следовательно, красное смещение рекомбинации z ~ 3000/2.7 ~ 103.
