Поскольку на границе вещества и антивещества кипят аннигиляционные битвы, то, как говорят астрономы, в «гамма-свете» соответствующие участки ночного неба не могут не выдать себя. Конечно, атмосфера задерживает рентгеновские излучения космоса. Но гамма-телескопы уже выводились с помощью спутников на околоземную орбиту. Первые такого рода опыты, правда, показали, что космический гамма-фон довольно однороден. Но окончательные выводы на основании этого делать нельзя. Потребуются еще десятки и сотни точных измерений. Да и гамма-телескопы еще не настолько совершенны, чтобы мы окончательно отказались от идеи существования «ближних» антимиров.

Впрочем, «роме гамма-астрономии есть еще одна возможность подтвердить или опровергнуть гипотезу шведских астрофизиков. Речь идет об особенностях аннигиляционных фронтов, на которые обратил внимание советский ученый Н. А. Власов. На короткое мгновение перед аннигиляцией частицы и античастицы образуют псевдоатомные структуры — протоний (протонно-антипротонная пара) и позитроний (электронно-позитронная пара). Протоний и позитроний обладают избыточной энергией. Поэтому, прежде чем исчезнуть, они успевают испустить световые кванты. Вполне понятно, что квазиатомные структуры обладают строго определенными спектрами. На основании этого Н. А. Власов и предлагает изучить спектры всех даже самых слабых свечений в пространстве.

Попробуем совершить мысленное путешествие к тем далеким временам, когда привычное для нас понятие «наблюдатель» теряет всякий смысл, когда не было ни галактик, ни звезд, ни планет, ни разума…

Ставя наш мысленный эксперимент, изберем для первого «посещения» прошлого Вселенной период, отделенный от «большого взрыва» двумя-тремя годами.

В этот период вещество Вселенной напоминало плазму. Оно представляло собой расширяющееся облако протонов, электронов и легких ядер (главным образом гелия), пронизанное гигантскими электромагнитными потоками всех степеней жесткости — от радиоволн до гамма-лучей. Излучение это, конечно, обладало равновесной с веществом температурой. Но температура по мере расширения быстро уменьшалась. «Выстрел» свершился — и горячие газы вырвались на простор… Поэтому через несколько тысяч лет после «взрыва» температура достигла вполне привычных для нас значений: 3000–4000°К[12], а плотность вещества упала примерно до 10^–20 г/см³. В этих условиях электроны уже могли соединяться с ядрами и образовывать первые в юной Вселенной легкие атомы — водородные, гелиевые и т. п. В такой среде излучение как бы «отрывается» от вещества, перестает испускаться и поглощаться. Температура этого излучения тоже быстро уменьшается.

Как известно, температура меняется обратно пропорционально расстоянию между любыми удаленными частицами расширяющегося объема, а плотность обратно пропорционально кубу этого расстояния. Вспомним, что плотность вещества в современной Вселенной достигает значения 10^–29 г/см³. Поделив величину плотности вещества юной Вселенной — 10^–20 на сегодняшнюю плотность — 10^–29, мы получим величину 10⁹. Это соответствует изменению расстояния в 10³, или, говоря иными словами, радиус современной Вселенной в 1000 раз больше, чем той прежней, о которой идет речь. А это означает, что температура «оторвавшегося» излучения должна теперь быть в 1000 раз меньше, то есть соответствовать приблизительно 3°К.

Мысль о том, что такое излучение — «свидетель» первоначального «взрыва» — можно обнаружить в космосе, была высказана еще более 20 лет назад, но, как это часто бывает, ей не придали большого значения: идея была «чуточку» преждевременной. Зато поеле 1965 г., когда реликтовое излучение было открыто, все смогли оценить, насколько она была справедлива. Остается добавить, что температура этого излучения оказалась 2,7°К! Это был еще один триумф современной научной теории. Выяснилось, что разработайные советским ученым А. А. Фридманом в начале 20-х годов модели Вселенной не только качественно, но и количественно вполне реально описывали эволюцию мира. Столь же справедливой оказалась и гипотеза о «горячей» Вселенной.

Наиболее примечательное свойство реликтового излучения — его удивительная однородность, как говорят ученые, изотропность: со всех точек неба оно поступает к нам с одинаковой интенсивностью. И это тоже помогает ученым: ведь исследуя современный реликтовый фон и высчитывая, каким он был на более ранней стадии, можно заглянуть в прошлое Вселенной. Поэтому с полным на то основанием сегодня можно сказать, что в период «отрыва» излучения от вещества Вселенная была более или менее изотропной. Это очень важный вывод, хотя он и не дает нам права судить о более ранних стадиях, когда первичное облако не было «прозрачно» для излучений.

В первые секунды — а может быть, даже дни и годы после «взрыва» Вселенная могла быть сильно анизотропной, то есть обладать любыми неоднородностями. Но постепенно они сгладились, как складки на камере мяча после его накачки. При этом следует учесть также, что на пути к нам кванты реликтового излучения многократно рассеивались и «забывали» о своем далеком прошлом. Вот почему о более ранних стадиях жизни Вселенной мы можем только высказывать гипотезы. Однако не исключено, что об этих периодах нам когда-нибудь смогут рассказать реликтовые нейтрино и гравитационные волны, если ученые когда-нибудь сумеют их поймать.

И все же современная наука сумела совершить громадный прыжок в прошлое нашего мира! Если квазары позволили им приблизиться к моменту «большого взрыва» лишь на 2 миллиарда лет, то реликтовые кванты сократили этот срок до 300 тысяч лет. По сравнению с гигантским временем существования Вселенной это очень мало.

Однако попробуем все же подойти еще ближе к «началу». Согласно «горячей» модели Вселенной Фридмана, через 100 секунд после «взрыва» плотность вещества должна составлять около 100 г/см³, а температура — 10⁹ градусов. Подсчеты говорят, что на этой стадии вещество состояло в основном из протонов, нейтронов и электронов. При этом протоны активно взаимодействовали с нейтронами, образуя главным образом альфа-частицы. Те же немногие нейтроны, которые не успели вступить во взаимодействие, распадались. Таким образом, сразу же после «взрыва» Вселенная состояла на 90 процентов из протонов и на 7–8 процентов — из ядер гелия. Отсюда понятно, что, определив процент гелия в сегодняшней Вселенной, можно было бы существенно подкрепить «горячую» фридмановскую модель. И действительно, у исследователей теперь есть немало оснований утверждать, что гелия во Вселенной много — около 5–10 процентов.

Но и на этом современная теоретическая наука не останавливается. Она стремится проникнуть в еще более ранние стадии существования мира. В тот момент, когда время (Т) было равно всего 0,3 секунды, плотность вещества должна была достигать 10⁷ г/см³, а температура — 3·10¹⁰ градусов. Этот период характеризуется «отрывом» нейтрино от нуклонов. В принципе здесь имело место то же явление, о котором уже шла речь, когда мы говорили о реликтовом излучении. Как и электромагнитное излучение, нейтрино не успевали излучиться и поглощались веществом. Но с уменьшением плотности вещество стало для нейтрино прозрачным. Разница здесь лишь в критических значениях плотности: 10^–20 г/см³ — для электромагнитных квантов и 10^–7 для нейтрино.

Считается, что излученные в тот период нейтрино должны были «дожить» до наших дней. Но теперь они уже настолько охладились (температура их с 3·10¹⁰ упала до 2°К), что ученым вряд ли удастся их «поймать» в ближайшее время. Для этого точность существующей у нас аппаратуры нужно увеличить на несколько порядков. Но в принципе поймать реликтовый нейтринный фон можно. И это приблизило бы нас почти к самому моменту «начала». Впрочем, температуру в 2°К дает уже знакомая нам модель с изотропным расширением. Если же ранние стадии были анизотропны, то реликтовые нейтрино должны обладать температурой более высокой, и «уловить» их, конечно, будет легче. Возможно, это и произойдет в ближайшие годы…