По моему мнению, правильное отношение к подобным неопределенностям не в том, чтобы (как, может быть, хотят некоторые космологи) отдать на слом стандартную модель, а скорее в том, чтобы воспринимать ее очень серьезно и тщательно разрабатывать ее следствия, даже лишь в надежде выявить противоречия с наблюдениями. Ведь неясно даже, могли ли большая начальная анизотропия и неоднородность сильно повлиять на рассказанную в этой главе историю. Могло быть так, что Вселенная сгладилась в первые несколько секунд; в этом случае космологическое образование гелия и дейтерия может быть рассчитано так, будто Космологический Принцип был всегда верен. Даже если анизотропия и неоднородность Вселенной продолжали сохраняться после эры синтеза гелия, образование гелия и дейтерия в любом однородно расширяющемся комке зависело бы только от скорости расширения внутри этого комка и не должно было слишком отличаться от рассчитанного по стандартной модели. Могло быть даже и так, что вся Вселенная, доступная нашему взору, обращенному к моменту нуклеосинтеза, была не что иное, как однородный и изотропный комок внутри неоднородной и анизотропной Вселенной.

Неопределенность, связанная с Космологическим Принципом, становится действительно существенной, когда мы обращаемся назад, к самому началу, или вперед, к концу Вселенной. Я буду полагаться на этот Принцип в большей части двух последних глав. Однако всегда следует допускать, что наши простые космологические модели могут описывать лишь малую часть Вселенной или ограниченный отрезок ее истории.

VI. ИСТОРИЧЕСКОЕ ОТСТУПЛЕНИЕ

Давайте оставим на время историю ранней Вселенной и рассмотрим историю последних трех десятилетий космологических исследований. В особенности я хочу попытаться разрешить здесь историческую проблему, которая представляется мне в равной степени загадочной и поразительной. Обнаружение в 1965 году фона космического микроволнового излучения было одним из самых важных научных открытий двадцатого века. Почему оно произошло случайно? Или, другими словами, почему не было систематических поисков этого излучения задолго до 1965 года?

Как мы видели в последней главе, измеренные современные значения температуры фона излучения и плотности массы Вселенной позволяют нам предсказать космическую распространенность легких элементов, находящуюся, как представляется, в хорошем согласии с наблюдениями. Задолго до 1965 года можно было привести обратное вычисление, предсказать фон космического излучения и начать его поиски. Из наблюдаемой в настоящее время космической распространенности гелия (около 20–30 процентов) и водорода (70–80 процентов), можно было вывести, что нуклеосинтез должен был начаться в то время, когда нейтронная фракция ядерных частиц упала до 10–15 процентов. (Напомним, что нынешняя распространенность гелия по массе есть в точности удвоенное значение нейтронной фракции в момент нуклеосинтеза.) Такое значение нейтронной фракции было достигнуто, когда Вселенная имела температуру около одного миллиарда градусов Кельвина (10⁹ К). Условие, что нуклеосинтез начался в этот момент, позволяет сделать грубую оценку плотности ядерных частиц при температуре 10⁹ К, в то время как плотность фотонов при такой температуре можно вычислить из известных свойств излучения черного тела. Следовательно, для этого момента было бы также известно отношение числа фотонов и ядерных частиц. Но это отношение не меняется, так что оно стало бы столь же хорошо известно и для настоящего времени. Из наблюдений теперешней плотности ядерных частиц можно было бы, следовательно, предсказать теперешнюю плотность фотонов и прийти к выводу о существовании фона космического микроволнового излучения с температурой где-то в интервале от 1 до 10 К. Если бы история науки была так же проста и прямолинейна, как история Вселенной, то кто-нибудь, рассуждая указанным способом, должен был бы сделать такое предсказание в 40-х или 50-х годах, и оно побудило бы радиоастрономов искать фон излучения. Но случилось не совсем так.