Черные дыры и молодые вселенные

Хокинг Стивен Уильям

Что же мы назвали бы всеобщей физической теорией? Наши попытки смоделировать физическую реальность, как правило, состоят из двух частей. Это а) множество частных законов, которым подчиняются различные физические величины, и б) множество граничных условий, которые сообщают нам о состоянии некоторых областей Вселенной в определенное время и о тех эффектах, которые распространяются затем в нее из этих областей.

Многие заявили бы, что роль науки ограничивается первой частью, и когда мы получим полный набор частных физических законов, теоретическая физика достигнет своей цели. Вопрос о начальных условиях для Вселенной они отнесли бы к области метафизики или религии. Некоторым образом это похоже на то, как в прежние века препятствовали научным изысканиям, говоря, что все природные явления – деяния Бога и не следует выяснять их причины. Думаю, что начальные условия Вселенной – такой же подходящий предмет

для научных исследований и теорий, как и частные физические законы. Мы не получим завершенной теории, пока не сможем чего-то большего, чем просто сказать: «Вещи таковы, каковы они есть, потому что они были такими, какими были».

Вопрос об уникальности начальных условий тесно связан с вопросом о произвольности частных физических законов: нельзя считать теорию завершенной, если она содержит ряд регулируемых параметров и позволяет подгонять константы, которым можно задавать произвольные значения. В действительности, похоже, ни начальные условия, ни значения параметров в теории не являются произвольными, а каким-то образом очень тщательно выбираются или устанавливаются. Например, если разница масс протона и нейтрона не была бы примерно вдвое больше массы электрона, не получилось бы около двух сотен стабильных нуклидов, что уравновешивает элементы и является основой химии и биологии. Аналогично, если бы гравитационная масса протона значительно отличалась от действительной, не получилось бы звезд, в которых эти нуклиды могли бы строиться, а если бы начальное расширение Вселенной было чуть меньше или чуть больше, она бы захлопнулась до того, как эти звезды смогли развиться, или разлетелась бы так быстро, что звезды никогда бы не сформировались за счет гравитационной конденсации.

В самом деле, некоторые люди дошли до того, чтобы возвести эти ограничения на начальные условия и параметры в принцип, в «человеческий» принцип, который можно изложить так: «Вещи таковы, каковы они есть, потому что мы существуем». Согласно одной версии этого принципа, существует множество других, отдельных вселенных с другими значениями физических параметров и другими начальными условиями. Большинство этих вселенных не обеспечивают условий для развития сложных структур, нужных для возникновения разумной жизни. Только в некоторых из них, там, где условия и параметры схожи с нашей Вселенной, возможно возникновение разумной жизни, которая может задать вопрос: «Почему Вселенная такова, какой мы ее наблюдаем?» Ответ, конечно же, состоит в том, что если бы она была иной, то некому было бы и задать вопрос.

Этот «человеческий» принцип дает некоторое объяснение многих замечательных числовых соотношений, которые наблюдаются между значениями различных физических параметров. Однако остается некоторая неудовлетворенность – нельзя избавиться от чувства, что есть более глубокое объяснение. Он также не учитывает все области Вселенной. Например, наша Солнечная система несомненно является необходимым условием нашего существования, так же как и ранние поколения ближайших звезд, в которых путем ядерного синтеза смогли сформироваться тяжелые элементы. Даже возможно, что потребовалась вся наша Галактика. Но не видно никакой необходимости в существовании каких-либо других галактик, не говоря уж о тех миллионах миллионов, что мы видим более-менее равномерно разбросанными по всей доступной наблюдению Вселенной. Эта макроскопическая однородность Вселенной очень мешает поверить, что строение Вселенной определяется чем-то таким периферийным, как сложные молекулярные структуры на одной из малых планет, вращающихся вокруг самой обычной звезды на окраинах довольно заурядной спиральной галактики.

Если мы не собираемся обратиться к «человеческому» принципу, нам нужно как-то обобщить теорию, чтобы учесть начальные условия Вселенной и значения различных физических параметров. Однако слишком трудно придумать завершенную теорию всего сразу (впрочем, похоже, некоторых это не останавливает – я получаю по почте две-три всеобщие теории в неделю). Вместо этого мы ищем частные теории, которые опишут ситуации, где некоторые взаимодействия можно оставить без внимания или каким-то простым способом аппроксимировать. Сначала мы делим материальное содержимое Вселенной на две части: вещественные частицы, такие как кварки, электроны, мюоны и т. п., и взаимодействия, такие как гравитация, электромагнетизм и прочее. Вещественные частицы описываются полями с полуцелым спином и подчиняются принципу Паули, который не допускает, чтобы хотя бы две такие тождественные частицы были в одном состоянии. Вот почему твердые тела не сжимаются в точку и не испускают лучи в бесконечность. Вещественные частицы делятся на две группы: адроны, состоящие из кварков, и лептоны, включающие в себя все остальное.

Взаимодействия

феноменологически делятся на четыре категории. В порядке убывания силы они таковы: сильные ядерные взаимодействия, относящиеся только к адронам; электромагнетизм, взаимодействующий с заряженными адронами и лептонами; слабые ядерные силы, взаимодействующие со всеми адронами и лептонами; и, наконец, гравитация – самая слабая, взаимодействующая со всем. Взаимодействия представляются полями с целочисленным спином, не подчиняющимися принципу Паули. Это означает, что они могут иметь много частиц в одном и том же состоянии. В случае электромагнетизма и гравитации взаимодействия, кроме всего прочего, являются дальнодействующими, то есть поля, произведенные большим числом материальных частиц, складываются все вместе и образуют поле, которое можно выявить на макроскопическом уровне. По этой причине они оказались первыми, для которых были разработаны теории: Ньютоном в XVII веке – закон всемирного тяготения – и Максвеллом в XIX веке – теория электромагнетизма. Однако эти теории в основном не совмещались, потому что ньютоновская теория была инвариантна, если всей системе придавалась любая постоянная скорость, в то время как теория Максвелла определяла особую скорость – скорость света. Под конец оказалось, что Ньютонову теорию гравитации нужно изменить, чтобы состыковать ее с инвариантными свойствами теории Максвелла. Это сделала общая теория относительности Эйнштейна, сформулированная в 1915 году.

Общая теория относительности, описывающая гравитацию, и Максвеллова теория электромагнетизма были так называемыми классическими теориями, то есть имели дело с величинами, которые могли непрерывно изменяться и, по крайней мере в принципе, могли измеряться с произвольной точностью. Однако когда попытались применить такие теории для построения модели атома, возникла проблема. Обнаружилось, что атом состоит из маленького положительно заряженного ядра, окруженного облаком отрицательно заряженных электронов. Естественно было допустить, что электроны вращаются по орбитам вокруг ядра, как Земля вокруг Солнца. Но классическая теория утверждала, что электроны должны излучать электромагнитные волны. Эти волны забирали бы энергию, отчего электроны должны были по спирали приближаться к ядру, приводя к сжатию атома.

Эта проблема была решена благодаря несомненно величайшему достижению теоретической физики XX века: базовым постулатом явился принцип неопределенности Гейзенберга, утверждающий, что две величины, такие как положение и импульс частицы, нельзя измерить одновременно с произвольной точностью. Относительно атома это означало, что в своем низшем энергетическом состоянии электрон не может лежать на ядре, потому что в этом случае были бы точно определены его положение (на ядре) и скорость (нулевая). Вместо этого и положение, и скорость должны были быть размазаны вокруг ядра с каким-то вероятностным распределением. В этом состоянии электрон не может излучать энергию в виде электромагнитных волн, потому что не было бы более низкого энергетического уровня, на который он мог бы перейти.

В двадцатых и тридцатых годах квантовую механику с огромным успехом применяли к таким системам, как атомы и молекулы, имевшим ограниченное число степеней свободы. Однако возникла трудность, когда попытались применить ее к электромагнитному нолю, имевшему неограниченное число степеней свободы – грубо говоря, по две для каждой точки пространства-времени. Эти степени свободы можно рассматривать как осцилляторы, каждый со своим положением и импульсом. Осцилляторы не могут быть в покое, потому что тогда они имели бы точно определенное положение и импульс. Вместо этого каждый осциллятор должен иметь конечные по амплитуде, так называемые нулевые флюктуации и ненулевую энергию. Энергия всего бесконечного числа степеней свободы привела бы к тому, что масса и заряд электрона стали бы бесконечными.

Для преодоления этой трудности в 1940 году была разработана процедура, названная ренормалнзацией. Она состояла из довольно-таки произвольного вычитания одних бесконечных величин из других с целью получить конечный остаток. В случае с электродинамикой было необходимо сделать два таких бесконечных вычитания – одно для массы, а другое – для заряда электрона. Под эту процедуру ренормализации не было подведено прочного концептуального или математического фундамента, но на практике она работала очень неплохо. Ее успех предсказал одно небольшое смещение – смещение Ламба – на несколько линий в спектре атомного водорода. Однако с учетом попыток построить завершенную теорию это было не очень удовлетворительно, потому что ренормализация не предсказывала значений конечного остатка после бесконечных вычитаний. Таким образом, чтобы объяснить, почему электрон имеет такие массу и заряд, какие он имеет, нам пришлось бы вернуться к человеческому принципу.