31
интенсивности фонового излучения отклоняется от закона Рэлея —
Джинса,
характерного для длинноволнового диапазона [относительно
максимума спектра], а это и следует из действительного
чернотельного (планковского) распределения энергии излучения.
В 1966 г. Филд и Хичкок сообщили (G. В. Field, J. L.
Hitchcock: Phys. Rev. Lett., 1966, 16, 817) новые результаты измерений
[линии CN в спектрах звезд] COph и £Рег (по пластинкам Херби-
га), получив температуру возбуждения соответственно 3,22±0,15 и
3,0±0,6К. Таддеуш и Клаузер также измерили (по новым
пластинкам) температуру возбуждения для линии CN в спектре COph
(P. Thaddeus, J. F. Clausen Phys. Rev. Lett., 1966, 16, 819),
которая равнялась 3,75 ±0,5 К. В обеих этих работах приводились
аргументы в пользу того, что главным источником возбуждения
межзвездных молекул CN является фоновое излучение.
В начале 1966 г. Ролл и Уилкинсон сообщили (P. G. Roll,
D. Т. Wilkinson: Phys. Rev. Lett., 1966, 19, 1195), что в
результате их измерений фона на длине волны 3,2 см его температура
определена как 3,0±0,5К (это было первым непосредственным
подтверждением наших измерений в микроволновом диапазоне). Вско-
4 См. В. С. Стрельницкий. Межзвездные молекулы
(серия «Космонавтика, астрономия»; 11).— М.: Знание, 1974.—
Прим. ред.
3S
ре за этим в печати появились результаты определения
температуры фона Хоуэллом и Шейкешафтом на длине волны 20,7 см —
2,8±0,6К (Т. F. Howell, J. R. Shakeshaft: Nature, 1966, 210, 138) и наш результат измерений на длине волны 21,1 см —
3,2±1К
(A. A. Penzias, R. W. Wilson: Astron. J., 1967, 72, 315).
Ранняя теория фона. Я уже упомянул, что первое
экспериментальное свидетельство в пользу существования космического
микроволнового фонового излучения было получено (но не
осознано) еще задолго до 1965 г. Вскоре мы узнали, что и теоретическое
предсказание фона было сделано по крайней мере за 16 лет до
его открытия. Именно тогда Георгий Гамов проделал расчеты
условий, имеющихся на ранней стадии [расширения] Вселенной,
чтобы выяснить, как могли образоваться галактики (G. Gamow:
Nature, 1948, 162, 680). Хотя эти расчеты были не вполне корректными,
он верно осознал, что на ранних стадиях [расширения] Вселенная
должна быть очень горячей, иначе весь имеющийся тогда водород
мог потратиться на образование более тяжелых элементов. Более
того, расчеты показали, что плотность энергии излучения в этой
горячей стадии Вселенной была гораздо выше плотности
вещества.
В своей ранней работе Гамов не рассматривал вопрос о
современном «остатке» этого излучения. Однако в 1949 г. Альфер и
Герман проследили эволюцию температуры излучения горячей
стадии Вселенной вплоть до современной эпохи и предсказали
(R. A. Alpher, R. С. Herman: Phys. Rev., 1949, 75, 1089)
современное значение его температуры —
около 5 К. Они отметили, что
плотность энергии этого излучения к тому времени не была
известна. В 1953 г. Альфер, Фоллин и Герман опубликовали работу
(R. A. Alpher, J. W. Follin, R. С. Herman: Phys. Rev., 1953, 92,
1347), которую отнесли к первому подробному современному тео.