Предчувствия и свершения. Книга 3. Единство
Шрифт:
Это было в 1922 году, всех ученых волновала таинственная, но злободневная теория относительности. Не было ничего удивительного в том, что Фридман, который был занят важнейшей научной проблемой — внедрением математики в метеорологию, решил проверить, имеют ли уравнения Общей теории относительности, помимо стационарного, не зависящего от времени решения, найденного Эйнштейном, другие решения — нестационарные, зависящие от времени.
Тогда мало кто из ученых хорошо знал уравнения Общей теории относительности и до конца понимал ее физическую структуру. Но еще меньшее число физиков, буквально единицы владели математическими методами, необходимыми для активной работы с этой теорией.
Преодолев огромные трудности, он нашел новое — нестационарное, то есть зависящее от времени, — решение уравнений Эйнштейна. Оно утверждало: Вселенная развивается и видоизменяется, все время испытывая расширение. Математика в полном соответствии со здравым смыслом подсказывала, что расширение началось в некоторый начальный момент. Но состояние Вселенной в этот момент — в математической интерпретации — выглядело совершенно невероятным. Вся материя и вся энергия должны были в этот начальный момент быть сосредоточены в бесконечно малом объеме.
Фридман изложил свой результат в статье, опубликованной в солидном физическом журнале. Она осталась незамеченной физиками, а тем более широкой публикой, но Эйнштейн не мог пройти мимо этой статьи. Прочитал ее и совершил необычную для него ошибку. Он переоценил силу своей интуиции. Он все еще находился под гипнозом общепринятой уверенности в вечной неизменности Вселенной. Эта неизменность проявляла себя в масштабах, при которых все грандиозные процессы, все звездные системы кажутся мелкими и не играющими роли.
Проверив, вероятно, без должного внимания, соответствуют ли решения, полученные Фридманом, уравнениям Общей теории относительности, Эйнштейн пришел к выводу, что они неверны. Как это принято в научном мире, Эйнштейн с полным сознанием своей правоты послал в тот же журнал короткую заметку с указанием на ошибку, допущенную Фридманом, и на то, что работа Фридмана, по существу, укрепляет вывод о стационарности Вселенной.
Фридман обсуждал с коллегами свою статью и заметку Эйнштейна. Его поддержали, и он укрепился в своем мнении. В это время физик Ю. А. Крутков собирался в Берлин. Фридман попросил его передать Эйнштейну письмо, в котором разъяснял возникшую ситуацию.
Крутков посетил Эйнштейна. Эйнштейн прочитал письмо и написал вторую краткую заметку в тот же журнал. В нескольких строках сообщил, что, знакомясь со статьей Фридмана, допустил математическую ошибку, что работа Фридмана правильна и «открывает пути».
Так Ньютон двадцатого века еще раз доказал свою научную принципиальность, уважение к научной этике
Во всех последующих работах, относящихся к космологии, в том числе в попытках создания единой теории поля, Эйнштейн исходил из справедливости решения Фридмана и указывал на его приоритет.
Как показало дальнейшее, Эйнштейн и на этот раз оказался пророком в науке. Работа Фридмана действительно открыла новые пути в познании Вселенной. Это признали все, когда астроном Э. П. Хаббл в 1929 году, систематизируя свои наблюдения, установил, что все далекие туманности разбегаются одна от другой, удаляясь в пространство. Скорость их разбегания тем больше, чем дальше они расположены в момент наблюдения.
Так решение Фридмана выдержало проверку опытом. Для того чтобы не отвлекаться в дальнейшем, следует уже здесь дать несколько пояснений к результату, полученному Хабблом. Чтобы количественно охарактеризовать скорость разбегания туманностей, Хаббл ввел в свои вычисления постоянную величину, определяющую отношение скорости удаления конкретной туманности к расстоянию до нее в момент наблюдения. При этом он применял для измерения скорости километры в секунду, а для измерения расстояния привычную для астрономов единицу длины — парсек. Они называют расстояние, равное миллиону таких единиц, мегапарсеком (сокращенно Мпс). Для любителей определенности следует сказать, что парсек (пс) равен 3 1013 км, а мегапарсек равен 3 1019 км.
В 1929 году Хаббл определил постоянную, называемую теперь в его честь постоянной Хаббла, равной 500 километрам в секунду на Мпс. В 1950 году на основе дополнительных наблюдений ее считали равной 200 тех же единиц. В 1957 году астрофизики считали ее равной 75, а в 1962 году большинство из них склонялись к 100. Это показывает, сколь сложным является определение величины постоянной Хаббла. В настоящее время считается, что постоянная Хаббла ближе всего к величине 50 км/сек на Мпс.
Позже было установлено, что постоянная Хаббла не всегда была постоянной. В начале эволюции Вселенной, когда скорость ее расширения была большей, соответственно большей была и постоянная Хаббла. Поскольку постоянная Хаббла по размерности обратна времени, то ее современное значение можно выразить и при помощи единицы времени. При таком выражении она равна 10– 18 единиц, деленных на секунду. Это показывает, что современная скорость расширения Вселенной очень мала. Разбегание Вселенной тормозится силами тяготения, поэтому скорость разбегания постоянно уменьшается.
Результаты работ Фридмана и Хаббла имели огромное влияние на дальнейшее развитие физики и астрономии. Во-первых, увеличилось количество прямых опытных подтверждений справедливости Общей теории относительности. Во-вторых, стала ясна необходимость дальнейших всесторонних исследований эволюции Вселенной. Благодаря Эйнштейну, Фридману и Хабблу родилось новое научное направление — космология — наука, посвященная изучению Вселенной как целого, изучению ее строения, возникновения и дальнейшей судьбы. Изучению эволюции Вселенной.
Первоначально казалось, что новая наука имеет еще более отдаленное отношение к повседневной жизни человечества, чем астрономия. Но со временем оказалось, что это не так. Космология — пограничная область, принадлежащая и физике и астрономии, — оказалась великим стимулятором прогресса науки. Она стала орудием проверки, подтверждающим и отвергающим результаты исследований в весьма удаленной части науки — в физике элементарных частиц и в работах по реализации величественной цели, поставленной Эйнштейном, — в создании единой физической теории, охватывающей весь мир в его единстве и деталях.
Прошлое и будущее
Первоначально космологические исследования касались двух главных вопросов: будущего Вселенной и ее прошлого.
Вопрос о будущем казался более простым. Для ответа на вопрос о том, будет ли Вселенная расширяться вечно, в теории Фридмана достаточно определить только одну величину. Эта величина — средняя плотность массы во Вселенной. Речь идет о полной массе, включающей все виды вещества и все типы полей, ведь энергия в соответствии с теорией относительности связана с массой, обладает вполне определенной массой. Масса, присущая энергии, или энергия, скрытая в массе, могут быть легко пересчитаны одна в другую — они связаны между собой постоянным множителем. Энергия, заключенная в данной порции вещества, получается умножением соответствующей величины массы на квадрат скорости света. При этом, конечно, все три величины — энергия, масса и скорость света — должны быть измерены при помощи одной системы единиц измерения. Например, при помощи международной системы измерения СИ.