Наша математическая вселенная. В поисках фундаментальной природы реальности - Макс Тегмарк (2014)

К счастью, существует другая технология картографирования. То, что мы считаем пустотой, в действительности не совсем пусто: межгалактическое пространство заполняет газообразный водород. Кроме того, физики давно знают, что газообразный водород испускает радиоволны длиной 21 см, которые можно регистрировать с помощью радиотелескопов. (Когда мой однокурсник Тед Банн преподавал в Беркли и коснулся этой темы, один студент задал ему вопрос: «А какая длина волны у линии длиной 21 см?») Это значит, что, хотя водород невидим для обычных телескопов, посредством радиотелескопов его, в принципе, можно «увидеть» в большей части Вселенной, в том числе задолго до того, как образовались звёзды и галактики. И можно построить трёхмерные карты распределения газообразного водорода, используя явление красного смещения, которое обсуждалось в гл. 2: поскольку радиоволны при расширении Вселенной растягиваются, длина регистрируемых на Земле волн указывает, с какого расстояния (а значит, из какого времени) они к нам пришли. Например, волны, которые, приходя к нам, имеют длину 210 см, были растянуты в 10 раз, а значит, испускались они, когда Вселенная была в 10 раз меньше, чем сегодня. Эту методику называют томографией на волне 21 см, и поскольку она может привести к следующему прорыву в космологии, к ней привлечено большое внимание. В гонку включились многие научные группы, которые стремятся первыми в мире надёжно зарегистрировать едва уловимый сигнал водорода, находящегося на полпути до края Вселенной, однако пока никто в этом не преуспел.

Что такое телескоп?

Почему это так трудно? Потому что сигнал очень слаб. Что нужно для регистрации чрезвычайно слабых сигналов? Чрезвычайно большой телескоп. Скажем, площадью 1 км2. Что нужно для постройки чрезвычайно большого телескопа? Чрезвычайно большой бюджет. Но всё-таки — насколько большой? Вот тут интереснее! Стоимость традиционных радиотелескопов вроде того, что на рис. 4.8, более чем удваивается при удвоении площади, и в некоторый момент становится абсурдно высокой.

Поэтому во всех экспериментах, стремящихся осуществить томографию на волне 21 см, используется более современный тип радиотелескопов, называемых интерферометрами. Поскольку свет и радиоволны — это электромагнитные явления, они, распространяясь, создают электрическое напряжение между различными точками пространства. Это, конечно, очень низкое напряжение, во много раз слабее 1,5 В между контактами батарейки, но и его можно уловить с помощью хороших антенн и усилителей. Основная идея интерферометрии такова: с помощью массива радиоантенн измерить большое число таких напряжений и с помощью компьютера по этим данным реконструировать вид неба. Если все антенны расположены в горизонтальной плоскости, как на рис. 4.8 (на переднем плане), то волна, пришедшая прямо сверху, достигнет их одновременно. Волны, идущие под углом, достигнут некоторых антенн раньше, чем других, и компьютер использует этот факт для определения их направления. Наш мозг пользуется тем же методом при определении источника звука: если левое ухо слышит звук раньше правого, то звук, очевидно, приходит слева. Точно оценив разницу во времени, мозг может даже оценить, идёт звук строго слева или под углом. Имея только два уха, вы не можете определить угол точно и справились бы с задачей гораздо лучше, будь у вас, наподобие большого радиоинтерферометра, сотни ушей по всему телу (хотя, возможно, это выглядело бы не очень хорошо). Идея интерферометра, предложенная Мартином Райлом в 1946 году, оказалась невероятно успешной и принесла ему Нобелевскую премию в 1974-м.

Рис. 4.8. Радиоастрономия с большим бюджетом (на заднем плане) и с малым (на переднем плане). Во время экспедиции в обсерваторию Гринбэнк в Западной Виргинии мой аспирант Энди Лютомирски возится с электронным оборудованием, спрятанным в палатку от дождя.