Все галактики, образующие нашу Местную группу, — это типичные галактики. Ближайшая к нам активная галактика, Центавр А, находится на расстоянии 10 млн. световых лет. На самом деле примерно через 2 млрд. лет после Большого взрыва активные галактики преобладали. За 6 млрд. лет их количество уменьшилось — их стало менее 10%.

Если и существует действительно убедительное свидетельство против стационарной модели Вселенной, то вот оно. Вселенная, которую мы видим, изучая активные галактики, выглядит несколько иначе, чем Вселенная, наполненная более близкими галактиками. Когда галактики только формировались, они проходили через этап развития, известный как яркая фаза, когда их светимость была намного выше, чем у сегодняшних галактик. Эти ранние галактики погибли одна за другой, в то время как сформировались поздние, более спокойные галактики. Это объясняется очень просто. Ранние галактики содержали намного больше звезд-гигантов, чем нынешние. Такие звезды испускают больше света, но живут намного меньше.

В 1960 году произошло еще одно неожиданное открытие. В 1967 году Джоселин Белл, аспирантка, работавшая в Кембридже под руководством Энтони Хьюиша, открыла первый пульсар — астрономический объект, испускающий радиоимпульсы с интервалом 1,33 с. Вскоре было обнаружено множество подобных объектов, некоторые из них пульсировали с периодичностью всего в несколько миллисекунд. В итоге их отождествили с нейтронными звездами.

Нейтронная звезда представляет собой остаток сверхновой, которая потеряла большую часть своей массы, превратившись в сферу очень высокой плотности, состоящую из нейтронов, образовавшихся в ходе гравитационного коллапса. Ее плотность сопоставима с плотностью атомного ядра. Если нейтронная звезда имеет сильное магнитное поле и быстро вращается, она испускает электромагнитные импульсы с короткими промежутками, что мы и можем наблюдать.

Из предыдущей главы мы узнали, что, согласно расчетам Ральфа Альфера и Роберта Германа, выполненным в 1949 году, если ранняя Вселенная была настолько горячей и плотной, как того требует модель Большого взрыва, то сейчас ее должно наполнять тепловое излучение, остывшее примерно до 5 К вследствие постоянного расширения Вселенной на протяжении миллиардов лет. Большинство физиков и астрономов тех времен не обратили внимания на эти расчеты. Возможно, они не отнеслись серьезно к теории Большого взрыва, поскольку она не смогла объяснить формирование химических элементов тяжелее гелия, кроме разве что ничтожно малых количеств лития и бериллия.

Либо же они, как, например, Фред Хойл и его сторонники, могли не одобрять выводы религиозных апологетов, в том числе папы, которые утверждали, что модель Большого взрыва является научным подтверждением Божественного сотворения мира.

Этот скептицизм в отношении модели Большого взрыва укрепился еще сильнее, когда теория Хойла, Уильяма Фаулера, Маргарет Бербидж и Джефри Бербиджа, объясняющая формирование более тяжелых элементов в ядрах умирающих звезд, приобрела небывалую популярность. Когда эти звезды истощают все свои запасы водородного топлива, с ними происходит гравитационный коллапс. Условия, необходимые для ядерного синтеза, — сочетание высоких температуры и плотности — существуют в недрах коллапсирующих звезд, однако на раннем этапе развития Вселенной таких условий не было.

Тем не менее идея о существовании так называемого космического фонового, или реликтового, излучения продолжала будоражить умы ученых, очевидно, не знакомых с работой Альфера и Германа. В начале 1960-х физик из Принстонского университета Роберт Дикке занимался исследованием возможности того, что Вселенная циклически претерпевает то Большие взрывы, то Большие сжатия. Эта теория представляет одно из возможных решений космологических уравнений Фридмана. Дикке отметил, что раньше на протяжении текущей фазы колебаний наша Вселенная была значительно горячее, чем сейчас. В этом случае могло образоваться тепловое излучение, которое с тех пор остыло из-за расширения Вселенной.

В 1964 году бывший студент Дикке по имени Джеймс Пиблс рассчитал, что реликтовое излучение должно иметь температуру порядка 10 К, находясь в микроволновом диапазоне.

В Принстоне в то время работали также Питер Ролл и Дэвид Уилкинсон, сконструировавшие радиометр, с помощью которого можно было измерять характеристики излучения с длиной волны 3 см. Так возникла исследовательская группа, занявшаяся поиском реликтового излучения.

Однако тут произошла известная история, описанная, в частности, в бестселлере нобелевского лауреата Стивена Вайнберга «Первые три минуты»: принстонских физиков совершенно случайно опередили двое ученых из «Лабораторий Белла», расположенных в местечке Холмдел Тауншип, штат Нью-Джерси, всего в 40 милях от Принстона. В 1963 году радиоастрономы Арно Пензиас и Роберт Вильсон начали работать на высокочувствительном 7,35-сантиметровом микроволновом приемопередатчике с рупорной антенной, действующей на принципах сверхсовременной криогенной технологии, включающей квантовый СВЧ-усилитель (мазер). Этот прибор изначально предназначался для связи со спутником «Телстар», принадлежащим «Лабораториям Белла». Европейские партнеры «Лабораторий Белла» установили аналогичную систему, и американский прибор выполнял функцию запасного. Однако запасной приемник оказался не нужен, так что Пензиас и Вильсон смогли использовать его для исследований в области радиоастрономии.

Ученые решили попробовать измерить интенсивность излучения нашей Галактики вне ее плоскости, что значит за пределами Млечного Пути. Весной 1964 года они обнаружили избыточные радиопомехи, которые возникали не из-за проблем с антенной или электрическими схемами. Они сделали все, что было в их силах, чтобы исключить возможные источники шума со стороны оборудования, в том числе очистили антенну от «белого диэлектрического вещества», оставленного на ней голубями, после чего сделали вывод, что помехи вызваны внешним источником. Поскольку сигнал шел равномерно со всех сторон, влияние атмосферы Земли или даже всего Млечного Пути можно было исключить.

Радиотехники выражают шум заданного диапазона в температуре черного тела, излучение которого будет давать такой шум. В результате Пензиас и Вильсон получили температуру антенны, равную 3,5 К.

Благодаря быстрому распространению слухов в научной среде две исследовательские группы из Нью-Джерси узнали друг о друге и начали делиться информацией. В 1965 году Пензиас и Вильсон представили данные своих наблюдений в работе, напечатанной в «Астрофизическом журнале» под непритязательным названием «Измерение избыточной температуры антенны при частоте 4080 МГц». Что касается трактовки данных, авторы сослались на опубликованную ранее статью Дикке, Пиблса, Ролла и Уилкинсона на ту же тему, озаглавленную «Космическое излучение абсолютно черного тела». В1978 году Пензиас и Вильсон получили Нобелевскую премию по физике.