Космос. Иллюстрированная история астрономии и космологии - Джон Норт

взрыву, вне зависимости от того, какой конкретный смысл мы придаем этому событию. Однако, основательно проработав новую доктрину B2FH, он и его коллеги обнаружили, что предложенный ими звездный процесс не способен объяснить распространенность химических элементов так, как им этого хотелось. Один из элементов, а именно – гелий, вызывал у астрофизиков особые сложности. Их расчеты показывали, что если Галактика изначально состояла только из водорода, то (если исходить из стандартных представлений о материи) ко времени рождения Солнечной системы лишь очень небольшая его часть сумела бы преобразоваться в гелий. Но нынешнее положение дел таково, что в самых старых космических объектах, где тяжелые элементы составляют только один или два процента от общей массы, на долю гелия приходится почти четверть, а в Солнце и подобных ему звездах – и того больше.

Именно Хойл со своим коллегой Роджером Тейлором были первыми, кто признал значимость этой высокой распространенности гелия. Размышляя в 1963 г. о недавно открытых квазарах, они задались вопросом, а не скрывается ли объяснение в том, что во Вселенной могут существовать гораздо более мощные взрывы, чем вспышки обычных сверхновых? В результате они произвели расчет количества энергии, способной выделиться при взрыве звезды, масса которой в миллион раз превышает массу Солнца, исходя из гипотетического предположения о существовании таких объектов. Они обнаружили, что если такая звезда достигнет температуры порядка десяти миллиардов кельвинов, то около четверти ее вещества преобразуется в гелий в течение первых ста секунд. Когда этот процесс завершится, объект начнет остывать, и проблема распространенности гелия будет красиво и точно решена. С другой стороны, это решение влекло за собой другую проблему. Где найти такое большое количество сверхзвезд, чтобы снабдить гелием всю Вселенную? В 1964 г., после открытия Пензиасом и Уилсоном космического микроволнового фонового излучения, астрономическое сообщество (и так не жаловавшее модель стационарной Вселенной) обратилось к теориям, так или иначе соотносящимся с Первичным атомом Леметра. Даже Хойл внес свой вклад в эти изменения, снова объединив усилия с Фаулером и своим новым сотрудником Робертом Вагонером. Они совместно просчитали совокупность ядерных реакций, которые могли происходить во время «горячего Большого взрыва».

После этого крупного и крайне важного прорыва, совершенного в космологии усилиями физиков-ядерщиков, наступила очередь других специалистов, насытивших эти исследования деталями и экстраполировавших их в область гипотетического начала процесса. В мире, где температура превышала современную в миллиард раз, атомные ядра должны были образовывать плотность в миллиард в кубе (1027) раз выше ее современного значения, но даже в этом случае она не превышала плотности воздуха, а потому не выходила за пределы применения ядерной физики. Точное соответствие между прогнозами теоретиков и данными, полученными астрономами-наблюдателями, в конечном счете убедило большинство специалистов стать на сторону теории нуклеосинтеза «горячего Большого взрыва». Ранее мы уже сталкивались с 25-процентным содержанием гелия, полученным Гамовым и его коллегами в 1948 г. Конечно, Хойл и его истинные сторонники не могли сразу же согласиться с такой работой, выполненной в рамках концепции теории Большого взрыва. Согласно уточненным прогнозам, звезды и галактики должны были содержать не менее 23 процентов гелия, а наиболее старые объекты 23 или 24 процента (число, не нуждающееся в проверке). Аналогичным образом, дейтерий и более тяжелые элементы тоже образовывали правильные последовательности. Предположения, высказываемые теоретиками относительно современной плотности материи, были менее критичны, но они также находились в хорошем соответствии с наблюдениями. Самое весомое возражение против того, что космологи способны совершить обратную экстраполяцию до времен порядка одной секунды после начала расширения Вселенной, носило психологический характер, но начиная с 1960‐х гг. оно с необычайной быстротой сошло на нет.

Вскоре мы увидим, как теории стационарной Вселенной окончательно утратили свои былые позиции и как (уже на позднем этапе) открытие космического микроволнового фонового излучения склонило подавляющее большинство заинтересованных групп к тому, что теория горячего Большого взрыва, изложенная в рамках общей теории относительности, является в сущности верной, хотя и нуждается в дополнительном изучении последовавшей за этим истории эволюционных изменений отдельных ее составляющих. Неудачно названная «стандартной моделью», она с самого начала была чем угодно, только не стандартом, особенно когда космологи начали рассматривать фазы развития Вселенной до первой секунды, до первой миллисекунды и даже до первой микросекунды.

18

Радиоастрономия

ПЕРВЫЕ ПОПЫТКИ РАДИОАСТРОНОМИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ

Подобно тому как Уильям Гершель, используя термометр, открыл инфракрасное излучение Солнца, не видимое человеческим глазом, а фотография позволила продлить спектр в ультрафиолетовую область, радиоприемники обеспечили возможность регистрации электромагнитного излучения в интервале длин волн примерно от 1 миллиметра до 30 метров. (Для сравнения, длина волны желтого света чуть меньше 6/10 000 миллиметра.) Связь между оптикой и классическими электромагнитными теориями устанавливалась в течение всего XIX в., но наиболее весомый вклад был сделан Джеймсом Клерком Максвеллом, причем в одиночку. Максвелл объединил электричество и магнетизм в единую теорию, и его уравнения выглядели таким образом, что распространение электрических волн в пространстве могло быть интерпретировано как явление, аналогичное световому излучению, но за пределами видимого диапазона. В 1882 г. физик из Дублина Джордж Фрэнсис Фицджеральд, основываясь на доводах теории Максвелла, стал горячо отстаивать точку зрения, согласно которой энергия самых разных токов может быть излучена в пространство, а через год представил описание прибора – магнитного осциллятора, – способного произвести такую передачу. Это повлекло за собой новые теоретические разработки, но их практическая отдача оказалась невелика. Оливер Дж. Лодж предпринимал некоторые попытки обнаружить электромагнитные волны в проводах, в то время как Джозеф Генри, Томас Алва Эдисон и другие показывали, что электромагнитное возбуждение может быть передано на довольно большое расстояние, но обычно их утверждения не принимались всерьез, поскольку предполагаемые эффекты мало чем отличались от локальных электромагнитных возмущений, вызываемых «индукцией». Американец английского происхождения Дэвид Эдуард Юз, плодовитый изобретатель, проявлявший особый интерес к телеграфии, достоверно доказал, что прерывистые сигналы, идущие от искрящего моста для измерения индуктивности (искра вызывалась с помощью часового механизма), могут быть зарегистрированы трубкой телефонного аппарата на расстоянии нескольких сотен метров, а до ста метров звучат очень отчетливо. В 1879 и 1880 гг. он продемонстрировал свой передатчик с искровым генератором представителям Королевского общества в Лондоне и официальным лицам Лондонской почтовой службы, однако и в этом случае было сделано заключение, что демонстрируемый эффект вызван индуцированием. Потерпев фиаско, Юз решил ничего не публиковать на эту тему.

В конце 1880‐х гг. скептицизм физического научного сообщества удалось, наконец, сломить благодаря выдающейся работе, проделанной Генрихом Рудольфом Герцем. Он работал у Гельмгольца, но в то время находился в Карлсруэ. Герц затратил много времени на проверку уравнений Максвелла – как с теоретической точки зрения, так и посредством большого количества проведенных им соответствующих экспериментов. Остается невыясненным, знал ли он что-либо о работах своих предшественников, когда в 1888 г. ему удалось получить «электрические волны». Он сделал это с помощью незамкнутого контура, подключенного к катушке индуктивности; сами же волны регистрировались с помощью обычной разомкнутой проволочной петли. Строго говоря, это событие ознаменовало собой рождение новой технологии, которая была не только действующей, но и хорошо объясненной. И все же в течение многих лет дальнейшее продвижение в этом направлении осуществлялось крайне медленно. Процедура принятия сигнала отличалась сложностью до тех пор, пока Джон Амброз Флеминг не совершил решающий прорыв, изобретя в 1904 г. термоэлектронную лампу. У него был отличный послужной список. Флеминг работал с Максвеллом в Кембридже, какое-то время консультировал лондонский