Если бы жар был слишком велик или рассеивание жара шло слишком медленно, то полотенца бы обгорели. Напротив, если бы печь была слишком прохладной или распространение жара слишком быстрым (скажем, комната слишком велика, или полотенца слишком далеко от печи), то полотенца остались бы мокрыми. Точно так же, если бы Вселенная расширялась очень медленно, произошло бы слишком интенсивное слияние нуклонов (протонов и нейтронов)

в ядра тяжелых металлов, в результате оказалось бы недостаточно легких элементов, являющихся основой жизни. С другой стороны, если бы расширение шло быстрее, слияние ядер привело бы к слишком интенсивному образованию легких элементов, что, в свою очередь, ограничило бы количество тяжелых элементов, также необходимых для жизни. Следуя аналогии с печью, группа исследователей под руководством Гамова в 1948 году рассчитала, какие температурные условия необходимы для возникновения того разнообразия элементов, которое мы наблюдаем во Вселенной сегодня.

Они пришли к выводу что Вселенную должно пронизывать излучение с температурой всего лишь около 5° выше абсолютного нуля (соответствующего -273° по Цельсию или -460° по Фаренгейту).10 В то время телескопы и измерительная аппаратура были не в состоянии зафиксировать такие низкие температуры. Но к 1964 году Арно Пензиас и Роберт Вильсон сконструировали прибор, который успешно измерил на радиоволнах космическое фоновое излучение (то есть тепло) лишь на 3° выше абсолютного нуля11 .

Со времени того первого открытия космическое фоновое излучение было измерено с более высокой точностью и на значительно большем числе радиоволн12 . Но на многих радиоволнах космическое фоновое излучение оставалось заблокированным земной атмосферой, поэтому его невозможно было обнаружить. Только телескоп, функционирующий в открытом космосе, мог бы справиться с подобной задачей.

ПЕРВОЕ ОТКРЫТИЕ «COBE» Первые результаты, полученные СОВЕ, о которых было доложено в январе 1990 года13 , показали, что Вселенная похожа на совершенный нагреватель, фактически отдающий всю имеющуюся у него энергию. Данные показали, что температура фонового излучения очень низка и постоянна во всех направлениях. Не было обнаружено температурных отклонений, превышающих одну сотую процента.

Необычайно низкая температура и однородность космического фонового излучения убедила астрономов в том, что Вселенная должна была иметь чрезвычайно высокую исходную температуру около 15 или 20 миллиардов лет назад. Эти находки в значительной степени способствовали тому, что были отвергнуты многие альтернативные модели возникновения Вселенной, например, теория стационарного состояния (см. «Дебаты: 1-й раунд» ).

Как могли ученые, исходя из открытий, сделанных при помощи СОВЕ, придти к выводу о горячей и относительно недавно возникшей Вселенной? Чтобы найти ключ к ответу, давайте вернемся к нашей аналогии с кухонной печью.   Рис. 1 Первые измерения СОВЕ спектра космического фонов излучения вблизи Северного Галактического полюса.   Результаты измерений показали температуру космического (

нового излучения равную 2,735° выше абсолютного нуля по с градусной шкале.  Отклонения между результатами, полученными СОВЕ, и спектром идеального излучателя (плавная кривая) оказались меньше 1% по всей шкале наблюдаемых частот. -- С разрешения Джона Матера. Годдард. NASA Предположим, что печь была окружена тысячами термометров, каждый из которых был расположен в совершенно одинаковом расстоянии от печи.

Предположим также, что через некоторое время после того как печь была нагрета и отключена, а ее дверца открыта, каждый термометр показал совершенно одинаковую температуру. Мы бы пришли к единственно возможному выводу, что поток тепла, распространяющийся из печи в комнату, нагревал воздух кухни. Это предполагает, что начальная температура нагрева в печи должна быть намного больше, чем комнатная температура.

Кроме того, если все тысячи термометров показывают очень низкую температуру, то мы приходим к выводу, что с момента открытия двери прошло значительное время. ФАНТАСТИЧЕСКИЙ ВЗРЫВ Температурные измерения, сделанные СОВЕ, представляют убедительные доказательства горячего происхождения космоса несколько миллиардов лет назад. Астрономы обычно представляют это горячее начало в виде «Большого Взрыва», и не без оснований.

Низкая и одинаковая температура космического фонового излучения, соответствующая спектру идеального излучателя, говорит о том, что Вселенная потеряла огромное количество энергии, что типично для любого взрыва. Потеря энергии измеряется величиной называемой энтропией. Энтропия отражает степень, с которой энергия в замкнутой системе рассеивается, или излучается (в виде тепла)

и, таким образом, становится непригодной для выполнения работы. Удельная энтропия – это количество энтропии в конкретной системе, приходящееся на один протон. Хорошим примером ярко выраженной энтропической системы является горящая свеча, которая активно излучает свою энергию в пространство. Свеча имеет удельную энтропию, равную приблизительно двум.

Только очень сильные взрывы имеют более высокую удельную энтропию. Удельная энтропия Вселенной – около одного миллиарда – громадная величина, не поддающаяся сравнению. Даже взрывы сверхновых, самые энтропийные из событий, происходящих в настоящее время во Вселенной, имеют удельную энтропию в сотни раз меньше. Только теория «Большого Взрыва» может объяснить такую высокую удельную энтропию Вселенной. (

Позвольте мне заметить для тех, кто стремится представить нашу Вселенную «неэффективным» механизмом, что лишь Вселенная с такой огромной удельной энтропией могла произвести наблюдаемое разнообразие элементов14 . Можно также показать, что если бы удельная энтропия была чуть выше или несколько ниже, ни звезды, ни планеты никогда бы не смогли существовать15 .