помогающим увидеть Вселенную, относится к 1930-м годам. Это было одним из случайных открытий, сделанных в Bell Labs. В 1932 году один из инженеров пытался избавить трансатлантическую радиотелефонную связь от странного шума и пришел к выводу, что этот шум происходит от звезд Млечного Пути. Новость попала на первую страницу «Нью-Йорк Таймс», а затем была благополучно забыта. И только после Второй мировой войны использование радиоволн для изучения астрономии стало широко распространенным явлением.
Годом рождения радиоастрономии считается 1931 – в этом году Карл Янски (1905–1950), американский физик и радиоинженер, начал свои эксперименты. Он же считается основоположником радиоастрономии – науки, которая исследует небесные тела по их радиоизлучению. Но Янски выступил с заявлением только в декабре 1932 года: сообщил об открытии радиоизлучения космического происхождения. Первым был обнаружен самый сильный радиоисточник непрерывного излучения в центре Млечного Пути.
Радиоастрономия привела к значительному развитию астрономии в целом, особенно после открытия нескольких новых классов объектов, включая пульсары, межзвездный газ, квазары и радиогалактики, а также реликтовое излучение.
И Дикке, и Пиблс предполагали, что радиоастрономия позволит увидеть то, что невозможно обнаружить с помощью оптической астрономии. Наземные радиоастрономические наблюдения могут проводиться в диапазоне длин волн от 1 мм до 30 м, более короткие и более длинные волны поглощает атмосфера.
Отмечу, что вскоре после эксперимента в Принстоне разрешающая способность радиоастрономических инструментов превысила возможности оптических телескопов. А компания из Принстона сосредоточила свое внимание на самых длинных волнах, потому что их отличает самая низкая энергия – та самая, которой должно обладать излучение, охлаждавшееся почти с самого начала времен до наших дней.
Пиблс работал, взяв за основу нынешнее состояние Вселенной (то есть состояние на момент проведения эксперимента), и двигался назад к первобытному состоянию. В настоящее время Вселенная на три четверти состоит из водорода, самого легкого элемента: в атоме водорода один протон. Чтобы такое количество водорода сохранилось до наших дней, в самом начале должно было существовать очень сильное излучение, потому что только невероятно горячая среда могла достаточно быстро спечь атомные ядра, не позволив отдельным протонам соединиться с другими субатомными частицами для формирования гелия и других более тяжелых элементов. По мере расширения Вселенной и увеличения объема ее температура падала. Поэтому, имея данные о сегодняшнем процентном содержании водорода, можно выяснить, насколько сильным было излучение в самом начале существования Вселенной, рассчитать, как она с тех пор расширилась и насколько упала температура.
Но радиоантенна температуру не измеряет, по крайней мере, непосредственно. Температура предмета определяет движение электронов – чем она выше, тем больше движения. Движения электронов в свою очередь производят
