14
1948 г. (это неопубликованное письмо любезно предоставил мне
R А. Альфер из своего архива): «Температура космического
излучения порядка 5 К интерпретируется современным излучением
звезд (углеродные Циклы). Можно сказать только одно —
остаточная температура первоначального тепла Метагалактики не выше
5 К». Они, кажется, не осознавали, что уникальные спектральные
характеристики реликтового излучения должны способствовать
выделению этого компонента среди других.
Первой из опубликованных работ, в которой утверждалась
возможность зарегистрировать микроволновое фоновое излучение,
стала краткая заметка А. Г. Дорошкевича и И. Д. Новикова
«Средняя плотность излучения в Метагалактике и некоторые вопросы
релятивистской астрофизики», появившаяся весной 1964 г. (А. Г.
Дорошкевич, И. Д. Новиков: ДАН СССР, 1964, 154, 809). Хотя ее
английский перевод вышел в свет несколько позже в том же году
в широко распространенном журнале «Soviet Physics —
Doklady»
15
(1964, 9, 111), видимо, он не обратил на себя внимания других
специалистов в этой области. Однако в этой замечательной статье
не только указывалось на то, что спектр реликтового излучения
является чернотельным и в основном сконцентрирован в
микроволновом диапазоне, но также отчетливо заостряется внимание на
6-метровом рупорном рефлекторе компании Белл Лабораториес в
Кроуфорд Хнлл как на наиболее подходящем инструменте для
регистрации данного излучения. Правда, удачно сославшись на
статью Ома (Е. A. Ohm: Bell Syst. Tech. J., 1961, 40, 1065), они
неверно восприняли ее результаты и пришли к выводу, что
имеется противоречие между излучением, предсказанным «теорией Га-
мова», и опубликованными данными.
Статья Ома является техническим описанием малошумящей
системы по приему микроволнового излучения. Приведенный уровень
шума системы содержал остаточный избыток, почти в точности
равный 3 К. Ом измерил общую эквивалентную шумовую
температуру системы (около 22К), включающую в себя вклады от
приемника, антенны, земной атмосферы и внеатмосферного фона.
Отдельные же измерения каждого из этих компонентов шумовой
температуры (за исключением внеатмосферного фона) дали в сумме
около 19 К8. Атмосферный вклад определялся путем изменения
положения антенны относительно зенитного расстояния и
аппроксимированием характера изменения температуры косеконсоидальной
зависимостью, т. е. с помощью стандартной процедуры, описанной
в лекции Уилсона [см. следующую статью настоящего сборника. —
Прим. ред.]. Чтобы не смешивать его с другими компонентами,
определенный таким образом атмосферный вклад обозначался как
«температура неба». Значение 2,3 К, полученное Омом для этой
величины, находилось в хорошем согласии с теорией атмосферного
поглощения. Этим способом нельзя обнаружить вклад
внеатмосферного фона, связанный с реликтовым излучением, поскольку ему
не свойственна использовавшаяся зависимость от зенитного
расстояния. Вероятно, из-за своего неудачного названия «температура
неба» была принята Дорошкевичем и Новиковым за величину,
содержащую вклад от реликтового излучения, что и привело их к
выводу о нулевом результате эксперимента. Это разочарование
отразилось и в- появившемся вскоре обзоре Зельдовича (Ya. В. Zeldo-
vich: Adv. Astron. and Astrophys., 1965, 3, 241).