Идеальная теория. Битва за общую теорию относительности

Феррейра Педро

В январе 1931 года в своем обращении к Британской математической ассоциации Эддингтон рассказал, что он думает о новейшей идее Леметра, начав так: «Мне не нравится современное представление о начале окружающего мира». Эддингтон поддержал работу Леметра, посвященную расширяющейся Вселенной, и убедил Эйнштейна отказаться от концепции статической Вселенной. Своей международной известностью Леметр обязан Эддингтону. Но воспринять наиболее передовые идеи Леметра Эддингтон был не в состоянии. Они выводили теорию пространства-времени Эйнштейна за границы применимости. По крайней мере, такое мнение озвучивал Эддингтон.

Аналогично тому как Эйнштейн отвергал расширение пространства в работах Фридмана и Леметра, Эддингтон отказывался принять результаты, вытекающие из математических расчетов. Вместо этого он предложил другое решение. Благодаря полученным

Хабблом и Хьюмасоном доказательствам того, что галактики разбегаются, была отброшена модель статической Вселенной Эйнштейна. В процессе поиска всех возможных решений Леметр показал, что эта статическая Вселенная обладает свойством, которое усиливает позицию Эддингтона, — она нестабильна. Достаточно добавить туда немного материи — дополнительную галактику, звезду или даже один-единственный атом, — и Вселенная начнет сворачиваться в одну точку. И наоборот, удаление материи приводит к ее расширению, в результате чего она начинает вести себя подобно Вселенным Фридмана и Леметра. Именно эту нестабильность модифицировал Эддингтон, чтобы объяснить процесс расширения.

Объяснение, предложенное Эддингтоном, при своей неоднородности и незавершенности было правдоподобным и простым. Начало Вселенной описывалось моделью Эйнштейна, то есть она была статичной и неподвижной. На самом деле было бы ошибкой утверждать, что Вселенная имела начало; она могла находиться в статичном состоянии бесконечно долгое время, пока в соответствии с предложением Эддингтона материя каким-то способом, который еще требовалось определить, не начала группироваться. Из возникающих конгломератов материи сформировались звезды и галактики, а находящееся между ними пустое пространство привело к дестабилизации модели Эйнштейна и положило начало расширению. Произошел изящный переход Вселенной, находящейся вне времени, в расширяющуюся Вселенную.

Эддингтона предложенная Леметром радикальная гипотеза начала Вселенной не убедила, а вот Эйнштейн придерживался иного мнения. Зимой 1933 года путешествующие по Соединенным Штатам Америки Эйнштейн и Леметр встретились в Пасадене, в Калифорнийском технологическом институте, куда аббата пригласили прочитать две лекции. Их предыдущая встреча в Сольвее в 1927 году, во время которой Эйнштейн отозвался о работе Леметра как о наборе правильных, но не имеющих отношения к делу выводов из его собственной теории, прошла не слишком удачно. Но теперь все изменилось. Леметр пользовался уважением как одно из ведущих светил новой науки — космологии. Во время этой встречи ученые, погруженные в беседу, бродили по саду Атенеума, центра социальной жизни Калтеха. Газета Los Angeles Times описывала эту встречу так: «Серьезные выражения их лиц свидетельствовали о том, что идет обсуждение современного состояния дел, связанных с космосом». Было логичным и присутствие Эйнштейна на лекциях Леметра. В конце одного из семинаров он встал и сказал: «Это наиболее красивое и исчерпывающее объяснение мироздания, которое я когда-либо слышал».

После более чем десяти лет заблуждений Эйнштейн, наконец, увидел свет. Это был интересный поворот событий. Создателю общей теории относительности не хватило храбрости принять вытекающие из этой теории предсказания по поводу Вселенной, и он попытался ввести дополнительный фактор, чтобы подогнать результат под свои представления. Только Фридман и Леметр, принявшие общую теорию относительности во всей ее математической красоте, смогли предложить концепцию развивающейся, расширяющейся Вселенной. И экспериментальные данные подтвердили их правоту. Похвала Эйнштейна подняла Леметра в глазах массовой прессы. И подобно Эйнштейну, находящемуся в зените славы, Леметр был признан «ведущим мировым космологом». Он смог стать одним из столпов современной космологии. Его Идеи наряду с идеями Александра Фридмана подготовили почву для происшедшей тридцатью годами позднее революции ^в этой науке.

Глава 4.

КОЛЛАПСАРЫ

Роберта Оппенгеймера общая теория относительности не сильно интересовала. Он в нее верил, как любой здравомыслящий физик, но считал, что для современной науки она не имеет особого значения. По иронии судьбы именно Оппенгеймеру принадлежит открытие черных дыр — одного из самых странных и экзотических предсказаний этой теории.

Оппенгеймера интересовала другая продвигавшаяся

в последние десять лет теория. Приобретя первый опыт и познакомившись в Европе с хорошо развитой современной физикой, он прославился как квантовый физик, в конечном счете создав на базе Калифорнийского университета в Беркли ведущую группу специалистов в этой области. До определенной степени причиной временной стагнации и блокады теории Эйнштейна стал именно подъем квантовой физики и таких ученых, как Оппенгеймер. Но в 1939 году пытаясь вместе со своим студентом Хартландом Снайдером понять, что происходит в конце жизненного цикла массивных звезд, Оппенгеймер обнаружил странное, находящееся за пределами его понимания решение общей теории относительности, на которое не обращали внимания почти двадцать лет. Он показал, что достаточно большая и плотная звезда будет исчезать из поля зрения. По его словам, через некоторое время «звезда стремится закрыться от любого взаимодействия с удаленным наблюдателем; сохраняется только ее гравитационное поле». Вокруг сжимающегося шара света и энергии как будто возникает таинственная пелена, скрывающая его от внешнего мира, а пространство-время завязывается в невозможно тугой узел. Из этой пелены не может вырваться ничто, даже свет. Вывод Оппенгеймера стал еще одним порожденным уравнениями Эйнштейна математическим курьезом, и многие сочли его слишком сложным для понимания.

Почти за четверть века до открытия Оппенгеймера и Снайдера немецкий астроном Шварцшильд послал Эйнштейну письмо с такой припиской: «Как видите, война отнеслась ко мне достаточно любезно, позволив, несмотря на близкий артиллерийский огонь, совершить прогулку в страну ваших идей». Это был декабрь 1915 года, и Шварцшильд писал с передовой Западного фронта. Сразу же после объявления Первой мировой войны в 1914 году он пошел в армию добровольцем, хотя как директор астрофизической обсерватории в Потсдаме был освобожден от призыва. Но как позднее сказал о нем Эддингтон, «Шварцшильд всегда больше тяготел к практике». Как и Фридман, Шварцшильд применял свои способности физика во время армейской службы и даже отправил в Берлинскую академию работу «Влияние ветра и плотности воздуха на траекторию полета тяжелых снарядов».

В России Шварцшильд получил последнюю копию журнала Proceedings Прусской академии наук. Там он обнаружил короткое, но захватывающее изложение новой общей теории относительности Эйнштейна. И приступил к распутыванию предложенных Эйнштейном уравнений на примере простейшей наиболее физически интересной ситуации, которую смог придумать. В отличие от Александра Фридмана и Жоржа Леметра, которые годы спустя будут рассматривать Вселенную в целом, Шварцшильд решил сосредоточиться на менее масштабном объекте: пространстве-времени вокруг сферической Массы, например планеты или звезды.

Решать запутанные системы уравнений, подобные предложенным Эйнштейном, помогают упрощения. Рассматривая пространство-время вокруг звезды, Шварцшильд сфокусировался на поиске статичного, то есть не меняющегося со временем, решения. Кроме того, он хотел получить результат, который на полюсе выглядел бы так же, как на экваторе, чтобы значение имело только расстояние любой точки пространства до центра звезды.

Решение Шварцшильда было отменно простым и выражалось быстро выводимой формулой. В некоторой степени оно было даже очевидным. На большом расстоянии от центра звезды ее гравитационное поле ведет себя в соответствии со сделанными несколько веков назад предсказаниями Ньютона: гравитационное притяжение звезды зависит от ее массы и уменьшается пропорционально квадрату расстояния. Правда, формула Шварцшильда оказалась немного другой. Отличие было минимальным, тем не менее его хватило для объяснения прецессии орбиты Меркурия, послужившей толчком к исследованиям Эйнштейна.

По мере приближения к звезде начинают происходить странные вещи. Небольшая, но достаточно тяжелая звезда как будто оказывается окруженной сферической поверхностью, скрывающей от взгляда всё, что за ней находится, — именно ее много лет спустя обнаружат Оппенгеймер и Снайдер. Эта поверхность пагубно влияет на все объекты, пытающиеся ее пересечь. Подлетевший слишком близко к звезде и попавший внутрь сферической границы предмет уже не в состоянии улететь прочь — это точка невозврата. Для выхода из магической сферы Шварцшильда требуется скорость, превышающая скорость света. А она, согласно теории Эйнштейна, недостижима. Шварцшильд открыл то, что более чем полвека спустя назовут черными дырами.