Мир по Эйнштейну. От теории относительности до теории струн

Чтобы немного развить интуицию, а также приблизиться к нашей модели «пространственно-временного желе», рассмотрим в качестве упругой структуры трехмерную среду, имеющую место в случае заливной телятины. То, что мы собираемся сказать, в равной степени относится и к более жесткой среде, такой как металл, однако жесткость металла настолько велика, что интуитивно сложно представить его в качестве упругой структуры. Поэтому мы рассматриваем кусок (однородного) желе. Деформируем этот блок, прикладывая давление, или напряжение, к его краям. Это создает напряженное состояние внутри куска. Такое напряженное состояние описывается (в механике сплошных сред) математическим объектом, называемым тензором напряжений. Этот тензор, который мы обозначим через T (от английского слова tension){72}, позволяет вычислять силы внешнего воздействия, действующие на поверхность выделенного элемента объема внутри среды. В газообразной среде T определяется давлением газа.

Нам остается описать, как определяется деформация блока желе D. Когда деформация D мала, она определяется как разница между геометрической структурой деформированного и исходного недеформированного блока. Каким же образом можно измерить геометрическую структуру сплошной среды? Точно так же, как мы поступали выше, анализируя геометрическую структуру пространства при помощи визуализации. Опишем сначала визуализацию геометрии недеформированного блока желе (рассматриваемого в обычном евклидовом пространстве), представляя вокруг каждой точки блока геометрическое место точек, расположенных от данной на единичном расстоянии. Это дает регулярную сеть сфер внутри блока. Теперь мы деформируем блок, т. е. заставляем желе двигаться произвольным, но непрерывным образом (так же как деформируется содержимое тюбика зубной пасты, когда его сжимают). Это непрерывное перемещение деформации желе будет деформировать сеть сфер. Сначала центр каждой сферы смещается. Однако такой эффект сам по себе не связан с напряжением в среде, так как можно было бы, например, переместить весь блок желе вправо на один сантиметр, двигая его целиком и не создавая никакой нагрузки внутри блока. С точки зрения упругости важно, таким образом, измерить, как деформируется каждая сфера, когда она следует за движением желатина вокруг себя. Если рассматривать, как мы делаем здесь, небольшие смещения, то можно обнаружить, что сфера деформируется в «эллипсоид», т. е. в своего рода мяч для регби. Поэтому мы будем называть деформацией D математический объект, который измеряет разницу между эллипсоидом и сферой. Видно, что этот объект имеет ту же математическую природу, что и объект, описывающий наличие напряжений в среде, и, таким образом, является тензором, который называют тензором деформации{73}. Наконец, закон упругости для однородной и изотропной сплошной среды, такой как блок желе, можно получить, если записать наиболее общее линейное соотношение, которое может существовать между двумя математическими объектами одного и того же типа (тензором деформации D и тензором напряжений T){74}: D = κT.

Немного расширив понимание упругости непрерывной среды (в смысле обычной механики), мы можем вернуться к главной цели этой главы: попытке понять общую теорию относительности как теорию упругости пространства-времени. Для этого необходимо обсудить два вопроса: (i) что является аналогом D, т. е. какой математический объект описывает «деформацию» пространства-времени по отношению к «однородному» пространству-времени Минковского; и (ii) что является аналогом T или, другими словами, какой математический объект описывает причину (или источник) пространственно-временной деформации, т. е. то, без чего пространство-время оставалось бы пространством-временем Минковского. Ответ на вопрос (ii) довольно быстро был получен Эйнштейном путем следующего рассуждения.

Во-первых, Эйнштейн предложил идентифицировать метрический тензор g, описывающий пространственно-временную хроногеометрию, с гравитационным полем. Этот вывод следовал из анализа принципа эквивалентности, открытого Эйнштейном в ноябре 1907 г. Рассмотрим, например, простой случай пространства-времени Минковского. Если наблюдатель исследует пространство-время Минковского, оставаясь при этом в «инерционной» системе отсчета, т. е. в системе, движущейся без ускорения, он не будет наблюдать гравитационное поле (свободные частицы не будут «падать», но будут оставаться в покое или же двигаться с постоянной скоростью), и метрический тензор g, описывающий пространственно-временную хроногеометрию будет тривиальным (т. е. будет задаваться постоянными коэффициентами){75}. В то же время наблюдатель, находящийся в ускоряющемся лифте, т. е. использующий координаты, нелинейно связанные с обычными координатами специальной теории относительности, наблюдает два взаимосвязанных явления: (i) метрический тензор g приобретает более сложное выражение с коэффициентами, которые изменяются от одной точки к другой, и (ii) в ускоряющемся лифте возникает кажущееся гравитационное поле, т. е. частицы в нем как будто падают с ускорением. Это ускорение кажущегося притяжения напрямую связано с тем, что коэффициенты g меняются от одной точки к другой.

Осознав, что g = хроногеометрия = гравитация, перейдем к следующему этапу, состоящему в понимании того, что является источником g и тем самым источником гравитации. Со времен Ньютона известно (из-за универсальности свободного падения и равенства действия и противодействия), что масса определяет и то, как действует гравитация (определяя вес), и то, что создает гравитационное поле. Таким образом, источником гравитационного поля по Ньютону является масса. Однако, как говорилось в главе 2, специальная теория относительности полностью изменила и обогатила понятие массы. А именно: оно было заменено понятием массы-энергии – величины, сохраняющейся при любых преобразованиях, в ходе которых в силу уравнения E = mc2 масса может преобразовываться в энергию, и наоборот. В связи с этим Эйнштейн ожидал, что в качестве источника гравитации будет выступать масса-энергия, распределенная во всем пространстве-времени. Наш поиск источника гравитации, однако, не может считаться законченным, поскольку более детальный анализ причин сохранения массы-энергии на основе специальной теории относительности показывает, что плотность массы-энергии на единицу объема является лишь одной из компонент более сложного математического объекта, называемого тензором энергии-импульса. Этот тензор имеет 10 компонент: одна компонента описывает плотность массы-энергии на единицу объема, еще три описывают плотность импульса (или количества движения) на единицу объема, а остальные шесть описывают тензор напряжений в том же смысле, как введенный нами ранее тензор напряжений для трехмерной сплошной среды. Этот десятикомпонентный тензор{76}, одновременно задающий как плотность массы (являющейся предметом закона Ньютона), так и тензор напряжений (являющейся предметом закона Гука), мы будем обозначать далее через T.

Вернемся к одному из наиболее важных моментов на пути к созданию Эйнштейном общей теории относительности. Как мы уже говорили, первая идея обобщения этой теории возникла у Эйнштейна в 1907 г., когда он все еще работал (по восемь часов в день, включая субботы) в бернском патентном бюро. Однако вскоре в связи с большим интересом к специальной теории относительности 1905 г., а также к некоторым другим его работам сразу несколько научных центров предложили Эйнштейну университетские позиции. В 1909 г. он оставил патентное бюро Берна, чтобы занять должность ассоциированного профессора в университете Цюриха (с той же зарплатой, которую он имел в Берне). Эйнштейн и Милева были счастливы вернуться в Цюрих – город, где они встретились во время учебы в Политехническом университете. Там в 1910 г. родился их второй сын Эдуард. Однако в 1911 г. Эйнштейн принял другой пост, на этот раз в качестве полного профессора, в немецком университете Праги. В Праге он провел лишь один год. Там он посещал литературный салон Берты Фант и встречался с (еврейскими) писателями и мыслителями Праги, в частности с Максом Бродом и Францем Кафкой. Именно в Праге он возобновил (поскольку в 1907–1911 гг. в основном занимался развитием своих квантовых идей, см. ниже) поиски обобщенной теории относительности и получил несколько очень важных результатов. В частности, он более точно понял принцип эквивалентности и пришел к идее о том, что этот принцип влечет наблюдаемое отклонение световых лучей, проходящих вблизи контура Солнца{77}, и сдвиг в красную (более низкочастотную) часть спектра световых лучей, испускаемых с поверхности массивного тела (такого как Солнце).

В конце июля 1912 г. Эйнштейн с семьей возвращается в Цюрих, поскольку принимает должность полного профессора в своем родном Политехническом университете, который завоевал к тому времени более высокий титул Швейцарского федерального технологического института (Eidgenössische Technische Hochschule – ETH). Вероятно, именно в Цюрихе примерно в августе 1912 г. Эйнштейн сделал свой очень важный концептуальный «шаг» в построении общей теории относительности. Он, в сущности, понял то, что мы уже объясняли выше, а именно: (i) что гравитационное поле эквивалентно деформации геометрии пространства-времени и, следовательно, должно описываться 10 компонентами «хроногеометрического тензора» g; (ii) что источником «поля g» является распределение массы-энергии, импульса и напряжения, описываемое объектом с 10 компонентами – тензором энергии-импульса T; и, наконец, (iii) что основное уравнение релятивистской гравитации должно иметь форму закона упругости пространства-времени{78}: D(g) = κT, где D(g) является математическим объектом, сконструированным из g и призванным описывать деформацию пространства-времени или, другими словами, определять насколько пространство-время, имеющее геометрию, описываемую g, отличается от пространства-времени Минковского.

С такими мыслями Эйнштейн отправился к своему старому другу Марселю Гроссману, который был его товарищем еще со времен учебы в ETH (тогда еще бывшего Политехом) и который много раз «спасал его», сначала предоставляя свои конспекты лекций перед экзаменами, затем помогая устроиться в патентное бюро Берна и, наконец, делая все, чтобы ETH предложил Эйнштейну пост заслуженного профессора. Марсель Гроссман был математиком, в 1907 г. он стал профессором геометрии в ETH, а с 1911 г. – деканом факультета математики и физики. Эйнштейн предложил Гроссману сотрудничество в поисках «хорошего определения» математического объекта D(g). Гроссман преподавал в ETH геометрию, и его математические работы также были сосредоточены на проблемах геометрии, но это была другая геометрия – геометрия структур, определяемых как множества прямых линий и точек в однородных пространствах. Гроссман не был знаком с тем типом «неоднородной» геометрии, которая требовалась Эйнштейну. Тем не менее, просмотрев математическую литературу, он быстро понял, что некоторые работы Римана, Кристоффеля, Риччи и Леви-Чивита несомненно содержали математические инструменты, необходимые и достаточные для построения объекта D(g), который искал Эйнштейн. Однако эти математические инструменты были довольно сложны, и, чтобы освоить их, а также понять их физический смысл, Эйнштейну и его другу приходилось прикладывать серьезные усилия в течение многих месяцев (а в случае Эйнштейна – многих лет). Приведем выдержку из письма Эйнштейна своему коллеге Арнольду Зоммерфельду, написанного в период, когда Эйнштейн прилагал «буквально сверхчеловеческие» усилия (используя его выражение) для решения проблемы релятивистской теории гравитации:

«Сейчас я работаю исключительно над проблемой гравитации, и я думаю, что с помощью моего здешнего друга-математика, мне наконец удастся преодолеть все трудности. Однако одно точно – никогда прежде я не испытывал таких мучений, работая над какой-либо проблемой. Я проникаюсь все большим уважением к математическим методам, поскольку прежде обычно рассматривал сложные математические методы как бесполезную роскошь! По сравнению с настоящей проблемой специальная теория относительности была просто детской игрой».

Действительно, Эйнштейн столкнулся с неожиданными техническими трудностями, которые не позволили ему с Гроссманом полностью разобраться с этой проблемой, т. е. построить искомый объект D(g). Тем не менее они подошли весьма близко к этой цели и рассматривали кандидата на роль D(g), который был, по существу, правильным{79}, но которого Эйнштейн все же отверг из-за кажущегося конфликта между постулированным им принципом общей теории относительности и принципом причинности. Это стоило Эйнштейну еще трех лет «буквально сверхчеловеческой» работы, прежде чем он наконец нашел окончательное решение в ноябре 1915 г. в Берлине. Эйнштейн покинул Цюрих и ETH в 1914 г., чтобы занять пост директора по исследованиям без преподавательских обязанностей в Прусской академии наук в Берлине. Этот пост был создан специально для него, в частности, по инициативе Макса Планка, который, как мы уже видели выше, был первым физиком высшего уровня, осознавшим, что специальная теория относительности по сути является грандиозной концептуальной революцией, сравнимой по размаху с революцией Коперника.

В заключение этой главы, я попрошу еще немного терпения у читателя, конечно же, утомленного долгой дискуссией, посвященной описанию геометрии «искривленного» пространства-времени посредством 10-компонентного объекта g и поиску 10-компонентного объекта D(g), измеряющего деформацию, связанную с g. (Последняя определяется по отношению к недеформированному случаю геометрии Минковского.) Если читатель представит себе, что Эйнштейн должен был в течение пяти лет подряд (1911–1915) непрерывно и настойчиво пытаться вновь и вновь разобраться с этой проблемой, то он, возможно, согласится потратить еще несколько минут, чтобы открыть для себя интуитивное ощущение одного из самых высоких достижений человеческой мысли. Я надеюсь, что на самом деле читатель этой книги вряд ли согласится с мнением, высказанным Ханнесом Альфвеном по случаю празднования 100-летнего юбилея со дня рождения Эйнштейна{80}:

«Многие, наверное, почувствовали бы облегчение, узнав, что истинная природа физического мира может быть осознана не иначе как Эйнштейном или некоторыми другими гениями. Как это ни парадоксально, вполне возможно, что широкая общественность признала Эйнштейна не потому, что он был великим мыслителем, но потому, что он освободил всех и каждого от обязанности думать».

Математические исследования Римана и его последователей (Кристоффеля, Риччи и Леви-Чивита) общей пространственной (или пространственно-временной) геометрии выявили несколько математических объектов, характеризующих разницу между «деформированным» пространством (часто называемым «искривленным») и жестким, однородным пространством (называемым «плоским»). Визуально проблема состоит в том, чтобы описать «разницу» между рис. 3 и 8. Вопреки тому, что можно ожидать в наивном подходе (который является достаточным в более простом случае деформации блока желатина), оказывается недостаточно взять разницу в каждой точке между метрическим тензором g деформированной геометрии и простым выражением (со значениями 1 либо –1) этого тензора в недеформированном пространстве (или пространстве-времени). Действительно, мысленный эксперимент с лифтом Эйнштейна показывает, что если используется ускоряющаяся система отсчета (а также, как заметил Эйнштейн, вращающаяся система), то метрический тензор, описывающий хроногеометрию пространства-времени Минковского в такой системе отсчета, принимает довольно сложную форму с коэффициентами g, которые изменяются от точки к точке.

Теперь мы можем вернуться к первоначальной формулировке «самой счастливой мысли» в жизни Эйнштейна. Представим себя в произвольном пространстве-времени, деформированном присутствием материи и напряжения и снабженном нетривиальным метрическим тензором g, и представим свободно падающий лифт в этом пространстве-времени. Первоначальная идея состояла в том, что гравитационное поле исчезает внутри такого свободно падающего лифта, т. е. исчезает в задаваемой стенками лифта системе отсчета (рис. 6). Вопрос в том, полностью ли оно исчезает. Оказывается, что нет, так как два объекта, расположенные внутри лифта, не падают с абсолютно одинаковым ускорением. В самом деле, не находясь в одной и той же точке пространства(-времени), они будут иметь немного разные гравитационные ускорения (отличные также от ускорения падения самого лифта, зависящего от положения центра масс лифта). Таким образом, внутри свободно падающего лифта продолжает существовать небольшой остаток гравитационного поля: та часть, которая не исчезает благодаря падению лифта в силу вариаций гравитационного поля от точки к точке.

Если бы мы находились в рамках ньютоновского описания гравитации, то этот неисчезающий остаток можно было бы связать с тем, что называется «силой прилива». Такое название происходит из следующего факта: Луна (как и Солнце) оказывает гравитационное притяжение на Землю (так же как Земля оказывает гравитационное притяжение на Луну). Поэтому Земля «падает» на Луну (и на Солнце), и наоборот. Земля, следовательно, естественным образом представляет лифт в свободном падении. Падение Земли на Луну компенсирует большую часть ускорения, создаваемого Луной. Представим теперь, что океаны покрывают всю поверхность Земли. Часть океана, расположенная со стороны Луны, будет притягиваться к Луне сильнее, чем центр масс Земли, который, в свою очередь, будет притягиваться сильнее, чем часть океана, расположенная на противоположной от Луны стороне. Поэтому на свободно падающей Земле наблюдается остаточный эффект, который поднимает океан со стороны Луны и который поднимает океан на противоположной стороне Земли, еще более удаляя его от Луны. Этот эффект, который поднимает две части океана на противоположных сторонах, является причиной приливов и отливов (которые, таким образом, определяются двумя остатками гравитационных полей, создаваемых Луной и Солнцем в системе отсчета, связанной с падающей Землей).

Математическая теория (основанная Риманом), описывающая не полностью исчезающий остаток хроногеогравитационного поля g в свободно падающей системе отсчета, привела к возникновению математического объекта, содержащего 20 компонент, – тензора Римана – Кристоффеля R. Это своего рода обобщение «приливного тензора»{81} ньютоновской гравитации дает наиболее полноценное описание истинной локальной деформации искривленного пространстве-времени. Однако этот тензор не мог быть искомым математическим объектом, который требовался Эйнштейну и который должен был иметь лишь 10 компонент, как и его источник T. После долгих колебаний и сомнений Эйнштейн понял в ноябре 1915 г., что существует только один способ построения объекта с 10 компонентами исходя из R, описывающего пространственно-временную деформацию и удовлетворяющего как принципу общей теории относительности, так и закону сохранения энергии и импульса. Этот 10-компонентный объект, который мы обозначаем D(g), называется «тензором Эйнштейна»{82}. Таким образом, после восьми лет исследований ему, наконец, удалось написать «уравнения гравитации Эйнштейна»: D(g) = κT, где 10 величин в левой части уравнения описывают (частично) локально измеримую деформацию пространственно-временной хроногеометрии, тогда как 10 величин справа содержат источник этой деформации – распределение напряжения и распределение импульса и массы-энергии. Как мы уже говорили, эти 10 уравнений, связывающих деформации в присутствии приложенных внутри среды напряжений, аналогичны базовым уравнениям, описывающим упругость не сильно деформированной среды.

Рисунок 9 иллюстрирует содержание уравнений гравитации Эйнштейна. Присутствие здесь массы-энергии представлено с помощью мировых линий (или пространственно-временных линий), которые оставляют частицы в пространстве-времени. Отметим «волокнистый» характер изображенного на рисунке распределения массы-энергии. Присутствие этого распределения приводит к деформации геометрии пространства-времени, изображенного посредством набора деформированных песочных часов.

Величина пространственно-временной упругости

Мы надеемся, что предложенный нами первоначальный образ на данном этапе стал более содержательным: пространственно-временная структура в образе желе и генерирующая деформацию материя в образе присутствующих в нем волокон. В завершение нам остается определить значение коэффициента κ, возникающего в уравнениях Эйнштейна и описывающего, как мы уже говорили, упругость пространственно-временного желе. Эйнштейн сумел определить этот коэффициент исходя из требования, что в некотором приближении 10 уравнений D(g) = κT воспроизводят ньютоновскую теорию тяготения с единственным гравитационным потенциалом, из которого следует сила, обратно пропорциональная квадрату расстояния. Он обнаружил, что κ = 8πG/c4, где G – гравитационная постоянная Ньютона, возникающая в силе притяжения F = Gmm’ / r² между двумя массами m и m’, разделенными расстоянием r.

Когда используются обычные единицы, принятые в теоретической физике и измеряющие расстояние в сантиметрах, время в секундах, а массу в граммах, можно найти, что численное значение упругости пространства-времени примерно равно 2 × 10–48, т. е. κ = 0,000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 002! Откуда следует, что пространственно-временная упругость крайне мала или, эквивалентно, что жесткость пространства-времени, измеряемая как величина, обратная упругости, 1 / κ, чрезвычайно велика. Это объясняет, почему на протяжении тысячелетий можно было предполагать, что пространство и время являются «жесткими» структурами, не поддающимися никакому влиянию присутствия энергии или напряжений. Необходимо сосредоточить огромные плотности энергии или напряжения, чтобы добиться заметной деформации пространственно-временного желе.

Глава 4

Эйнштейновская Игра в Мир

Почему же играет большой Ребенок, которого Гераклит видел в космическом Времени (αιων), Ребенок, играющий в Мир?

– Хайдеггер. Принцип Разума

Смещение Меркурия, беседы со Сфинксом

Берлин, Германия, ноябрь 1915 г.

Ноябрь 1915 г. ознаменовал собой рождение общей теории относительности и, таким образом, рождение нового «Мира» в том смысле, который вкладывал в это слово Минковский (die Welt), в смысле Пространства-Времени. Новый мир Эйнштейна не тот, каким он представлялся на протяжении двух тысячелетий, подобный жесткой шахматной доске для игры силы и материи – игры, не оказывающей никакого влияния на доску. Новый мир Эйнштейна принимает активное участие в игре силы и материи. Таким образом, новая Игра в Мир – это игра для четверых, а именно, игра пространства, материи, времени и силы или, еще точнее, игра для двоих: пространства-времени и массы-энергии, в которой все партнеры взаимно влияют друг на друга. Масса-энергия своим присутствием искривляет пространство-время, и, в свою очередь, деформированная шахматная доска пространства-времени определяет правила, по которым закручивается по ней движение массы-энергии.

Когда же новый Одиссей – Эйнштейн – понял, что, наконец, после восьми лет странствий, блужданий и всевозможных препятствий подошел к концу своего путешествия? Этот момент можно указать с высокой точностью. Это произошло между 11 и 18 ноября 1915 г. Действительно, 11 ноября Эйнштейн отправляет в Прусскую академию наук сообщение, в котором он по существу{83} говорит об уравнениях D(g) = κT, с тех пор носящих его имя. На тот момент у него не было в распоряжении никаких экспериментальных подтверждений его теории. Однако в последующие дни (до 18 ноября, даты, когда он полностью представил Академии свои результаты) он не только показал, что его теория предсказывает отклонение света Солнцем в два раза большее, чем было им предсказано ранее, но также показал, что она объясняет наблюдавшуюся долгое время аномалию, не имеющую удовлетворительного объяснения.

12 сентября 1859 г. французский астроном Урбен Жан Жозеф Леверье отправил для публикации в Парижскую академию наук текст письма, написанного им Эрве Фаю, в котором он подытоживал свои новые результаты. Леверье был к тому времени уже знаменит сделанным им в августе 1846 г. теоретическим предсказанием существования новой планеты – Нептуна, – которая действительно была обнаружена в скором времени, ночью 23 сентября, и именно в том месте, на которое указывали расчеты Леверье. В последующие годы Леверье организовал грандиозную программу построения первой в истории общей теории движения всех планет. Работая над этой теорией и сопоставляя ее со всевозможными доступными результатами наблюдений в целях как можно более точного фиксирования свободных параметров (в особенности неизвестные a priori массы планет), он встретил «серьезную трудность», которая могла поставить под сомнение закон гравитации Ньютона. Трудность касалась скорости вращения большой оси эллипса, по которому Меркурий совершает свое движение вокруг Солнца.

Все помнят, что, по закону Кеплера, планеты вращаются вокруг Солнца по эллиптическим траекториям. Закон гравитации Ньютона предсказывает такое поведение в приближении, когда рассматривается только одна планета, без учета присутствия других планет. В то же время, если учитывать воздействие, оказываемое другими планетами, очевидно, что движение планеты приобретает возмущенный характер и, в частности, что орбита, по которой она движется, более не фиксирована в пространстве, но медленно «поворачивается» вокруг Солнца. Астрономические наблюдения показывают, что такое поведение действительно существует. Поскольку возмущающие силы, действующие на планету, зависят от масс других планет, можно согласованным образом определить (если верен закон Ньютона) массы всех планет, так как ими должны быть обусловлены все наблюдаемые отклонения от эллиптических траекторий. Это и было грандиозной задачей, которой Леверье посвятил более 10 лет работы. Леверье понял, что может явно определить значения всех масс таким образом, чтобы объяснить возмущения всех орбит, с одним исключением: большая ось эллипса ближайшей к Солнцу планеты, Меркурия, смещалась относительно Солнца немного быстрее, чем ожидалось. Леверье смог объяснить около 93 % от всего смещения, но оставалась необъясненная часть, равная 38 угловым секундам в столетие. Можно заметить, что это довольно малая поправка. За одно столетие она достигает угла, под которым виден волосок с расстояния в один метр. Тем не менее Леверье был уверен, что этот необъяснимый эффект имеет место. Столь малый в абсолютном масштабе, он довольно значителен в отношении к прочим характерным величинам: например, с ним связана модификация массы Венеры более чем на 10 %, что исключено всеми прочими наблюдениями. В то же время Леверье надеялся объяснить этот эффект существованием другой планеты, еще более близкой к Солнцу, чем Меркурий. Но это и некоторые другие предположения были отброшены, так как не подтверждались наблюдениями, и к тому же многие из них имели последствия, противоречащие установленным фактам.

Убедительного объяснения избыточного смещения перигелия Меркурия не было более 50 лет. Вместе с тем одновременное увеличение точности наблюдений и развитие теории движения планет только подтверждали открытие Леверье и еще более уточняли значение этого смещения: на начало XX в. оно оценивалось примерно в 43 угловые секунды в столетие.

Эйнштейн знал, что любая теория гравитации, отличная от ньютоновской, будет приводить к дополнительному избыточному смещению орбит. Он также знал, что в релятивистской теории, предлагаемой им, эта добавка будет заметна в основном для ближайшей к Солнцу планеты – Меркурия. В самом деле, чем ближе к Солнцу, тем больше становится деформация пространства-времени, и, следовательно, именно там наиболее заметно должны проявляться эффекты теории. Эйнштейн, таким образом, погрузился (между 11 и 18 ноября) в относительно сложное вычисление движения планет в рамках этой теории.

Прежде всего разберемся, как искривленное пространство-время определяет мировую линию планеты. Уже в 1912 г. Эйнштейн понимал, что его принцип эквивалентности требует такого движения планет в пространстве-времени, чтобы их мировые линии были настолько «прямыми», насколько это возможно, или, другими словами, были по возможности наиболее «длинными»{84}. В 1913 г. совместно со своим близким другом Микеле Бессо ему удалось выполнить некоторую часть вычислений, рассматривая движение одной планеты.

Однако самую трудную часть еще предстояло выполнить – вычисление метрического тензора g, генерируемого Солнцем. Для этого требовалось решить весьма сложные уравнения, написанные 11 ноября. Эйнштейну удалось вычислить деформации Солнцем хроногеометрии пространства-времени вокруг себя до второго порядка приближения. Объединив эти результаты, он смог получить окончательную величину аномального смещения орбиты Меркурия, предсказываемую общей теорией относительности. Чудесным образом были найдены те самые 43 угловые секунды в 100 лет, которые так долго оставались необъясненными! Как Эйнштейн рассказывал своим друзьям, открытие заставило сердце биться чаще и на несколько дней ввело его в состояние счастливой эйфории.

Эйнштейн часто сравнивал Природу со Сфинксом, который предлагает загадки, но почти никогда не дает ответа. В этом случае Природа прямо говорила ему: «Да, идея о том, что масса-энергия деформирует геометрическую структуру пространства-времени, позволяет легко описать то, что так долго не поддавалось объяснению». Именно тогда Эйнштейн окончательно убедился в том, что общая теория относительности «приподнимает краешек большой завесы»{85}. Он не сомневался, что и другие предсказания на основе общей теории относительности со временем будут подтверждены. При этом, как мы видели в предыдущей главе, большинство физиков продолжали сомневаться вплоть до 1919 г., когда при наблюдении солнечного затмения было непосредственно проверено второе нетривиальное предсказание теории Эйнштейна: тот факт, что лучи света также искривляются при движении через область пространства-времени, деформированную Солнцем, следуя в ней вдоль наиболее прямых допустимых мировых линий.

Волны вибрации пространственно-временного желе

Другой довольно поучительный пример новых возможностей Игры, возникающих в эйнштейновском мире, связан с тем, что обычно называют «гравитационными волнами». Представляя пространство-время в образе упругого желе, гравитационные волны можно уподобить волнам, распространяющимся внутри желе, когда оно колеблется. Заметим, что кусочек желе можно колебать разными способами: можно либо действовать на волокна материи, находящиеся внутри него, либо создавать периодические напряжения на внешней поверхности желе. Эйнштейн понял по крайней мере в 1916 г., что эти два процесса также возможны в случае пространственно-временного желе: распределение массы-энергии в пространстве-времени может «перемещаться» и, таким образом, возбуждать колебательный процесс в хроногеометрии (к примеру, когда две звезды вращаются вокруг общего центра масс, выписывая двойную спираль в пространстве-времени) или же волны вибрации геометрической структуры пространства-времени могут приходить из бесконечности, распространяясь благодаря упругости пространственно-временного желе и уходя затем назад в бесконечность.

Эйнштейн был первым, кто подверг обе возможности математическому анализу. В 1916-м и затем в 1918 г. он показал, что общая теория относительности в самом деле допускает существование гравитационных волн. Он обнаружил, что скорость распространения этих волн была в точности равна скорости света, т. е. 300 000 км/с. Это много больше скорости распространения упругих волн в обычной твердой среде. Например, скорость волн упругих деформаций в стали равна 5 км/с. Интуитивно ясно, что большая скорость распространения гравитационных волн обусловлена чрезвычайной жесткостью (1 / κ) пространства-времени, или, иными словами, очень маленьким коэффициентом упругости, о котором говорилось выше.

Эйнштейн также рассчитал амплитуду гравитационных волн, испущенных движущимся распределением напряжения-массы-энергии. Он также понял, что эти волны сами по себе являются переносчиками энергии и импульса. Отсюда он вывел, что движущийся сгусток напряжения-массы-энергии испытывает потерю энергию в результате излучения гравитационных волн в бесконечность, и в первом приближении получил выражение для ее величины.

Долгое время считалось, что процесс, предсказанный и описанный Эйнштейном{86}, соответствует столь малому рассеянию энергии, что не может быть обнаружен в реальности. В самом деле, если мы попробуем оценить энергию излучения гравитационных волн, источник которых можно изготовить на Земле (например, цилиндр в несколько тонн, вращающийся с максимально возможной скоростью, при которой он еще не начинает разрываться), то получим ничтожно малые потери энергии. Ситуация изменилась только в 1970 г. с открытием нового астрофизического объекта, способного конденсировать огромную массу в относительно малом объеме.

В этом контексте особенно важным стало открытие американскими астрономами Расселом Халсом и Джозефом Тейлором в 1974 г. двойного пульсара PSR 1913+16. Речь идет о системе, состоящей из двух нейтронных звезд, вращающихся вокруг центра масс по сильно вытянутым эллиптическим траекториям. В такой системе потеря энергии на гравитационное излучение достаточна, чтобы получить эффект, доступный наблюдению. На деле лучший способ описать то, что было обнаружено, следующий. В ноябре 1915 г. Эйнштейн убедился, что в главном приближении общая теория относительности предсказывает взаимодействие между двумя массивными объектами (посредством деформации пространства-времени между ними), описываемое обычным законом тяготения Ньютона F_{Ньютона} = Gmm’/r². Однако уже в следующем приближении общая теория относительности предсказывает отклонения от закона Ньютона. Грубо говоря, эти отклонения зависят от отношения v/c между скоростью на орбите и скоростью света. Вычисления этих поправок весьма сложны. Первая поправка к закону Ньютона, пропорциональная квадрату отношения v²/c², была впервые получена{87} в 1917 г. После открытия двойных пульсаров стало ясно, что требуется значительное увеличение точности вычислений: вплоть до пятой степени отношения v/c.

Конечный результат вида FЭйнштейна = FНьютона (1 + v²/с² + v4/с4 + v5/с5) для эйнштейновского взаимодействия между двумя нейтронными звездами был получен{88} в 1982 г. Среди всех новых эффектов, входящих в эйнштейновское взаимодействие, слагаемые порядка v5/c5 играют особую роль. Расчеты показывают, что они отвечают за ту часть гравитационного взаимодействия, которая распространяется между двумя объектами со скоростью света. Другими словами, именно они отражают существование гравитационных волн. Изучение вклада этих слагаемых в движение пульсара показывает, что они служат причиной увеличения частоты обращения системы или, что то же самое, уменьшения периода обращения. Для двойного пульсара PSR 1913+16, чей орбитальный период порядка восьми часов, это уменьшение равно в соответствии с теорией Эйнштейна 67 миллиардным долям секунды за одно обращение. Благодаря очень точным наблюдениям, проводимым в течение нескольких лет, стало возможным измерить уменьшение орбитального периода PSR 1913+16, и результат хорошо совпал, с точностью в несколько десятых процента, с теоретическим предсказанием. Это совпадение – одно из самых красивых подтверждений теории Эйнштейна. Оно также стало первым подтверждением того, что деформации пространственно-временного желе распространяются (в данном случае между двумя нейтронными звездами) со скоростью света.

В 1960-х гг. к ученым, в частности к Джозефу Веберу, пришло понимание того, что возможно, в принципе, детектировать на Земле прибытие гравитационных волн, испущенных в далеких концах Вселенной. Гравитационная волна – это волна деформации пространственно-временной геометрии, распространяющаяся от источника со скоростью света. Поскольку пространственно-временное желе обладает огромной жесткостью, все мыслимые источники (включая самые мощные, такие как две сливающиеся черные дыры) создают крайне малые деформации пространственно-временной геометрии. Однако для лучшего понимания того, как могут выглядеть «волны деформации геометрии», мы последуем Георгию Гамову{89} и представим себе гравитационные волны такой большой амплитуды, чтобы человек мог их воспринимать непосредственно. На Земле мы привыкли использовать для описания окружающего пространства евклидову геометрию, где работает теорема Пифагора, притом для треугольников любого размера, и где сумма углов треугольника равна сумме двух прямых углов. Исходя из такой «недеформированной» или, как говорят, «плоской» ситуации, давайте проследим, как Гамов описывает внезапное прибытие гигантской волны деформации геометрии на британский морской курорт.

Профессор – ученый с седой бородой и мистер Томпкинс расположились в холле отеля, чтобы пообсуждать общую теорию относительности, в то время как Мауд, дочь профессора, проявляет свои художественные таланты на пляже, расположенном невдалеке. И вдруг:

«Пока профессор вел беседу, вокруг начали происходить очень необычные вещи: одна часть холла вдруг стала чрезвычайно маленькой, сжав в себе все содержимое, тогда как другая часть выросла до такой степени, что мистеру Томпкинсу показалось, будто целая Вселенная могла бы теперь в ней поместится. Ужасная мысль промелькнула в его голове: что если та часть побережья, где рисовала мисс Мауд, оторвалась от остальной Вселенной и он больше никогда не сможет ее увидеть!»

Теоретические расчеты в общей теории относительности, касающиеся испускания гравитационных волн известными (или предполагаемыми) космическими источниками, показали несбыточность того, что так взволновало мистера Томпкинса. На деле любая точка пространства в любой момент времени пронизана волнами геометрических деформаций. Но амплитуда этих волн невообразимо мала. Самые большие геометрические деформации, которые мы могли бы наблюдать на Земле (один или два раза в год), имеют амплитуду порядка 0,000 000 000 000 000 000 001, или 10–21. Это значит, что прибытие такой волны в холл отеля мистера Томпкинса и профессора сожмет ширину холла на 0,000 000 000 000 000 0001 % и вытянет длину в том же отношении. Ясно, что такие малые эффекты не видны невооруженным глазом!

Физик-экспериментатор Джозеф Вебер был в конце 1950-х гг. первым, кто сформировал представление о современных технологиях, способных обнаружить столь малые деформации. Сегодня, спустя полвека совершенствования техники эксперимента, можно рассчитывать на детектирование гравитационных волн в ближайшие годы. В частности, Соединенные Штаты (проект LIGO) и Европа (проекты VIRGO и GEO) имеют недавно построенные гигантские интерферометры с плечом длиной в километры, которые потенциально способны обнаружить такие деформации{90}. Огромные усилия в разработке технологий были подкреплены интенсивной теоретической работой международного коллектива по вычислению параметров гравитационных волн, испускаемых различными космическими источниками.

Например, один из самых изученных и самых многообещающих типов источников – система из двух «сливающихся» черных дыр, вращающихся вокруг друг друга. Выше мы говорили, что распространение гравитационного взаимодействия между двумя телами системы со скоростью света приводит к постепенному увеличению орбитальной частоты, что само по себе связано со сближением тел. Этот эффект был экспериментально подтвержден для нескольких двойных пульсаров. После сотен миллионов лет сближения два тела оказываются так близко, что начинают вращаться относительно друг друга со скоростью, близкой к скорости света. Тогда их сближение становится все более и более заметным, орбиты приобретают форму двух переплетенных спиралей, и это продолжается до тех пор, пока эйнштейновское гравитационное взаимодействие не станет столь сильным, что объекты «упадут» друг на друга. В случае двух черных дыр это падение по спирали приводит к их «слиянию» в одну более массивную быстро вращающуюся черную дыру. Если бы мистер Томпкинс оказался в непосредственной близости от двух сливающихся черных дыр, он мог бы стать свидетелем искривления геометрии на относительную величину порядка 10 %, что вполне можно наблюдать невооруженным глазом{91}. Однако, поскольку такие системы достаточно редки во Вселенной, на Земле можно обнаружить лишь сигналы, испущенные системами из очень далеких галактик, расположенных за миллионы световых лет. И потому, учитывая, что амплитуда гравитационных волн во время распространения спадает обратно пропорционально расстоянию от источника, на Земле можно зафиксировать только миниатюрные деформации порядка указанной выше величины.

Размышления обо всем

Другим примером Игры в Мир, нашедшим свое математическое описание в свете теории Эйнштейна, является космология. Термин «космология» существовал и до Эйнштейна, разумеется, но Эйнштейн вдохнул в это слово новый смысл, несравненно более глубокий, нежели ранее. Для понимания, почему космологическое, т. е. глобальное, видение реальности было центральным аспектом его видения общей теории относительности, приведем цитату из письма к Карлу Шварцшильду от 9 января 1916 г., в котором он резюмирует то, что составляет суть этой теории в его понимании:

«Существенная черта моей теории состоит в том, что никакое свойство не может быть приписано пространству самому по себе. Это можно выразить в виде шутки такого толка: если из мира вдруг исчезнет все содержимое, то, следуя Ньютону, останется галилеево инерциальное пространство, тогда как в моем понимании ничего не останется».

Нам потребуется немного уточнить это утверждение, поскольку в настоящее время известно, что общая теория относительности допускает также решения в отсутствие материи. При этом не одно только пространство Минковского является таким решением{92}, среди прочего существует бесконечное число решений, описывающих вибрационные волны пустого пространства-времени, которые приходят и уходят в бесконечность, не будучи «порождением» какой-либо материи. Силу теории Эйнштейна можно оценить тем, что именно она привела к идее о возможности таких решений. Эйнштейн первым начал думать о силе-материи и пространстве-времени как о неделимом целом. Это неделимое целое имеет название «космос» (в современном, эйнштейновском смысле).

В феврале 1917 г. Эйнштейн написал статью, которая заложила фундамент космологии XX в. и дала первую математическую модель космоса. Трудно переоценить важность концептуального прорыва, который представляет эта статья. Несмотря на то что некоторые современные авторы иногда принижают значимость этой работы, указывая, что в ней была «упущена возможность» предсказания расширения Вселенной. В самом деле, среди прочих упрощающих гипотез Эйнштейн предположил, что космос статичен. Когда же он нашел, что эта гипотеза несовместима с остальными (однородность пространства; замкнутость Вселенной с постоянной положительной кривизной; присутствие равномерно распределенной материи с положительной массой-энергией, но без напряжений), он решил исправить недавно полученные уравнения теории относительности, добавив слагаемое, получившее название «космологическая постоянная». Добавление космологической постоянной позволило ему написать первую единую модель реальности: статический космос Эйнштейна. Вскоре другие ученые, а именно голландец Виллем де Ситтер и русский Александр Фридман, поняли, что возможны также другие модели космоса и что космос, вообще говоря, может быть не только «искривлен пространственно», но и «искривлен во времени» или, другими словами, может расширяться или сжиматься{93}. Стало ясно, что модификация теории относительности посредством космологической постоянной не является необходимой, если считать космос наполненным материей и искривленным во времени.

Всем известны замечательные плоды такой теории космоса: наблюдения американских астрономов Весто Слайфера и Эдвина Хаббла вкупе с теоретическими работами Жоржа Леметра и Георгия Гамова привели к модели Большого взрыва, которая была подтверждена открытием фонового космического излучения и объяснением плотности космического распределения легких элементов (дейтерий, гелий, литий). Эта модель получила идейное завершение с открытием «первичной фазы инфляции» и того недавно установленного факта, что космос как раз вошел в новую фазу инфляции. За дополнительной информацией мы отсылаем читателя к многочисленной литературе, посвященной описанию современной космологии и ее истоков{94}.

Мы снова повторяем, что, по нашему мнению, вся концептуальная подоплека космологии XX в. содержится в статье Эйнштейна, написанной в феврале 1917 г. Объединение пространства-времени с силой-материей – содержащего и содержимого – в единое целое было актом исключительного интеллектуального мужества. При этом Эйнштейн осознавал беспрецедентность своего начинания. 4 февраля 1917 г. он писал своему другу Паулю Эренфесту, что «вновь опасается оказаться в психиатрической лечебнице с закрытым ртом из-за теории гравитации». Сегодня релятивистская теория, способная описать огромное количество наблюдений, в большинстве деталей отличается от той, что возникла в голове Эйнштейна в 1917 г. Как ни странно, одна «деталь» эйнштейновского космоса, космологическая постоянная, долго считавшаяся «ошибкой» Эйнштейна, недавно стала восприниматься как существенная и неотъемлемая составляющая модели Вселенной. Сегодня считается, что связанный с ней вклад, получивший новое название темной энергии, представляет около 70 % распределения напряжения-энергии во Вселенной{95}.

В заключение мы коротко прокомментируем понятие «космического времени» в релятивистской теории. В популярных изложениях научных представлений существует тенденция, когда речь идет о космологии и особенно о Большом взрыве, использовать язык, подразумевающий введение временного потока, отмененного специальной теорией относительности. На самом деле, в ней нет ничего подобного. Пространство-время общей теории относительности точно так же «неподвижно», как и пространство Минковского. Большой взрыв не есть «рождение» Вселенной или ее «сотворение ex nihilo», но есть лишь одна из возможных «границ» сильно деформированного пространства-времени. Используя аналогию между уравнениями Эйнштейна и уравнениями теории упругости, можно сказать, что Большой взрыв (или Большое сжатие, тот же процесс, рассматриваемый наоборот{96}) есть результат преодоления «порога упругости» пространственно-временного желе и перехода к разрывному режиму. Таким образом, в этой аналогии Большой взрыв есть нечто подобное краю разорванной резинки.

Иными словами, бесчисленное многообразие всевозможных эйнштейновских космологических моделей совсем не означает возвращения понятия временного потока и даже, наоборот, предоставляет удивительные примеры «миров», где нереальность этого потока становится осязаемой. Например, среди всех возможных космологических моделей{97} можно вообразить пространство-время, где большие взрывы и большие сжатия таковы, что рядом с ними стрела времени{98} направлена внутрь пространства-времени{99} (как это происходит в случае границы нашего пространства-времени, называемой «Большой взрыв»). В таком космосе жители разных областей одного и того же пространства-времени (скажем, близких к какой-либо «нижней» границе или близких к какой-либо «верхней» границе) обнаружат, что время «течет» во взаимно противоположных направлениях: что является будущим для одного есть прошлое для другого (рис. 10)! Другой пример релятивистского космоса, ставящий под сомнение обычное понятие временного потока, был предложен в 1949 г. известным математиком (и коллегой Эйнштейна по Институту перспективных исследований) Куртом Геделем. В космосе Геделя время способно «идти по кругу». Фактически в нем существуют мировые линии, представляющие историю живущих в этом космосе наблюдателей, которые замыкаются подобно окружности. Наблюдатель, живущий вдоль одной из таких линий, будет испытывать «вечное возвращение» по Ницше, можно сказать, что он будет проживать свою жизнь «по кругу» (в том смысле, что его жизнь будет конечной и будущее будет перетекать в прошлое), тогда как наблюдатель, живущий вдоль бесконечной мировой линии, такой как прямая, будет ощущать линейное время «без поворотов».

Итак, эти примеры релятивистских моделей Вселенной действительно обладают тем, что могло бы стать причиной ночных кошмаров Бергсона. Однако они дают так же много пищи для размышлений о том, что же такое время и каков философский смысл открытий Эйнштейна.

Большие деформации пространства-времени: нейтронные звезды и черные дыры

Чтобы завершить обзор новых горизонтов, открытых общей теорией относительности, обсудим ситуацию, когда распределение энергии и напряжения настолько сконцентрировано, что приводит к значительным деформациям хроногеометрии пространства-времени. Такая ситуация возникает в случае нейтронных звезд и черных дыр, что представляет два возможных конечных состояния массивной звезды. Напомним, что основная часть жизни звезды уходит на медленное сжигание ее ядерного топлива. Этот процесс приводит к формированию у звезды слоистой структуры с отличными по ядерному составу слоями, окружающими ядро, которое становится все более и более плотным. Когда первоначальная масса звезды достаточно велика, этот процесс в конце концов приводит к катастрофическим последствиям: ядро, уже намного более плотное, чем обычная материя, коллапсирует под действием собственного гравитационного притяжения. В зависимости от массы, содержащейся в ядре звезды, этот коллапс может привести к формированию или нейтронной звезды, или черной дыры.

Нейтронная звезда имеет массу, приблизительно равную массе Солнца при радиусе около 10 км. Материя в такой звезде состоит в основном из нейтронов (протоны и электроны прореагировали друг с другом и, испустив нейтрино, превратились в нейтроны). Плотность массы-энергии внутри нейтронной звезды достигает 100 млн т на кубический сантиметр. Более того, напряжения в такой звезде (в форме давления нейтронного газа) становятся огромными, что также способствует значительной деформации пространства-времени. При решении уравнений Эйнштейна становится ясно, что нейтронная звезда деформирует хроногеометрию пространства-времени намного сильнее, чем Солнце.

Опишем идею относительных деформаций геометрии, вызванных Солнцем или нейтронной звездой. Напомним, что если бы геометрия была евклидова, то сумма углов треугольника равнялась бы 180°. Обычный треугольник – это фигура, полученная соединением трех точек прямыми линиями. Следуя Эйнштейну, [пространственная] геометрия{100} в области присутствия распределения напряжения-энергии более не является евклидовой. Но, несмотря на это, можно определить треугольник как фигуру, полученную соединением трех точек пространства кратчайшими линиями. Представим треугольник (лежащий в плоскости, проходящей через центр объекта), который описывает звезду (Солнце или нейтронную звезду), т. е. треугольник, касающийся сторонами поверхности звезды. Измерить искривление геометрии можно, сопоставив сумму углов такого «описанного» треугольника со значением в евклидовом «недеформированном пространстве (180°). Для Солнца сумма углов построенного таким образом треугольника больше чем 180° на величину порядка трех угловых секунд. Относительная деформация (три угловых секунды, деленные на 180°) составляет лишь четыре миллионные доли. Очень малая деформация геометрии! В то же время сумма углов треугольника, описанного вокруг нейтронной звезды, больше 180° примерно на 70°. В этом случае относительная деформация составляет порядка 40 %! Мы видим, в каком смысле нейтронная звезда создает большое искривление геометрии. Отсюда можно заключить, что если имеется подтверждение на опыте корректности описания общей теорией относительности гравитационного поля нейтронной звезды, то также имеется и подтверждение применимости теории в случае больших деформаций пространства-времени. Не вдаваясь в детали{101}, скажем лишь, что четыре различные системы двойных пульсаров позволили получить 10 независимых подтверждений применимости теории относительности в режиме сильных деформаций пространства-времени. Четыре из них заодно подтверждают реальность распространения гравитационных волн, предсказанных теорией относительности. Заметим, наконец, что некоторые из этих подтверждений имеют превосходную точность с относительной ошибкой порядка трех тысячных долей. Можно добавить, что очень большое число наблюдений в Солнечной системе (в особенности «исторический» опыт по измерению смещения орбиты Меркурия) подтвердило предсказания общей теории относительности в режиме малых деформаций хроногеометрии с точностью по меньшей мере порядка трех тысячных, а в одном случае с исключительной точностью в две стотысячные доли (2 × 10−5).

Все эти непосредственные проверки (равно как и другие, не упомянутые здесь) делают общую теорию относительности одной из самых хорошо подтвержденных теорий современной науки. По этой причине вполне можно относиться к предсказаниям теории относительности с полной серьезностью, даже если эти предсказания еще не получили непосредственного подтверждения. Это как раз ситуация предельных деформаций пространства-времени, имеющих еще большую величину, нежели в случае таких больших нейтронных звезд, которые способны преодолеть «порог упругости» пространственно-временного желе. Когда к обычной упругой среде (желе, кусок резины или металла) прикладывается очень сильное давление, то она проходит последовательно упругий режим (который является обратимым процессом, т. е. таким, что тело возвращается в недеформированное состояние после прекращения давления), чтобы войти (i) в режим пластичности (когда тело деформируется необратимым образом, но не разрушается), а затем (ii) в режим разрыва (когда тело ломается или рвется). Эти два режима имеют аналог в случае упругости пространства-времени. Можно сказать, что формирование черной дыры соответствует режиму пластичности пространственно-временного желе. Тогда можно сопоставить (как мы уже указывали) формирование космологических сингулярностей{102} (Большой взрыв или Большое сжатие) с разрывом желе пространства-времени.

Черная дыра является результатом «продолжения» коллапсирования звезды, иными словами, коллапсирования, которое не остановилось на стадии формировании нейтронной звезды. Концепция черной дыры возникла в общей теории относительности не сразу. В январе 1916 г. немецкому физику Карлу Шварцшильду удалось найти первое точное решение только что полученных уравнений Эйнштейна. По идее, эти решения должны были описывать точную форму деформации пространства-времени, создаваемой Солнцем (те же вычисления были проделаны Эйнштейном в ноябре 1915 г., но только до второго порядка приближения). Однако, к удивлению, найденное точное решение обладало странным поведением вблизи своего центра. Эта странность связана с тем, что сегодня называют «горизонтом событий черной дыры», или «границей черной дыры». Потребовалось еще почти 50 лет работы, чтобы понять концептуальный смысл этого поведения. Мы не будем здесь пытаться проследить постепенное развитие концепции черной дыры{103}, ограничимся лишь тремя важными этапами. Физическая концепция черной дыры как результата «продолженного» коллапсирования звезды была введена Джулиусом Робертом Оппенгеймером и Хартландом Снайдером в 1939 г. Глобальная хроногеометрическая структура черных дыр была описана только в 1960-х гг. в серии работ, в том числе Мартина Крускала и Роджера Пенроуза. Название «черная дыра» было введено Джоном Арчибальдом Уилером на его лекции 29 декабря 1967 г.

Читатель может получить схематичное представление о хроногеометрии пространства-времени черной дыры, возникающей в результате коллапса сферической звезды{104}, по рис. 11. На нем изображено трехмерное пространство-время с двумя пространственными измерениями и одним временным. Окружность, или, точнее, диск, внизу диаграммы соответствует начальному состоянию в «нулевой» момент времени для звезды в двумерном пространстве. В будущем, т. е. в верхней части рисунка, звезда коллапсирует и последовательно принимает формы дисков, радиусы которых становятся все меньше и меньше. Полученная фигура отражает пространственно-временную историю коллапса звезды. Этот коллапс создает все более плотное распределение массы-энергии-напряжения, которое все больше и больше деформирует хроногеометрию пространства-времени. Для простоты картины мы не стали изображать «песочные часы» (для каждой точки, представляющей события, разделенные с ней небольшим положительным квадратом интервала), но изобразили «световые конусы» (представляющие события, отстоящие друг от друга на интервалы с нулевым квадратом). Более того, мы сохранили только верхнюю часть светового конуса, направленную в будущее. Каждый конус (инфинитезимально) представляет историю испущенной во всех направлениях вспышки света в каждый момент времени и в каждой точке пространства. В общем случае с каждым событием можно ассоциировать «световой коноид» будущего, т. е. фигуру, определенную полной (уже не инфинитезимальной) историей вспышки света, испущенной в данном событии. Как результат, такой коноид есть история светового пузыря, который раздувается из первоначально нулевого радиуса. Внутренность коноида есть «будущее» данного события, т. е. часть пространства-времени, на которую это событие может влиять или куда может посылать информацию. Некоторые из коноидов (в форме тюльпанов и фужеров) представлены на рис. 11.

Существенным элементом, изображенным на рисунке, является образование области пространства-времени (серая зона), откуда ничто не может выйти: ни свет, ни материя, ни информация. Граница между этой серой зоной (называемой «внутренностью черной дыры») и примыкающей к ней светлой зоной называется «горизонтом черной дыры», или поверхностью черной дыры. Те конусы, чьи вершины расположены в светлой зоне («внешность черной дыры»), будут развиваться в коноиды, распространяющиеся (по крайней мере частично) до бесконечности, что отражает возможность распространения сигналов из данной области в бесконечность. В то же время конусы, чьи вершины расположены в серой зоне (внутри черной дыры), будут развиваться без возможности покинуть эту самую зону. И, таким образом, невозможно испустить электромагнитный сигнал в серой зоне так, чтобы он достиг бесконечности. Отсюда и берется прилагательное «черная» для описания этой структуры.

Заметим, однако, что «граница черной дыры», или «горизонт», абсолютно не является черной, на самом деле она представляет собой световой пузырь, который в определенный момент времени начинает покидать центр звезды, но затем застывает в виде пространственно-временного цилиндра. Этот цилиндр (т. е. «верхняя», стационарная часть горизонта) представляет собой пространственно-временную историю светового пузыря, который локально движется наружу со скоростью света, но глобально «бежит на месте». Такое примечательное поведение иллюстрирует факт того, что в черной дыре «напряжения», оказываемые распределением материи, превысили предел упругости и достигли режима пластичности, когда пространственно-временное желе начинает походить на поток, текущий в дыру. В самом деле, можно сравнить бегущий на месте световой пузырь с тем, что происходит вокруг сливного отверстия во время вытекания воды из раковины: на поверхности воды могут распространяться волны, остающиеся на месте по отношению к раковине по причине движения воды в направлении стока.

Отметим еще один важный элемент структуры черной дыры. Временное развитие ее внутренней области ограничено, заканчиваясь на пространственно-временной границе (темно-серая поверхность), где деформация хроногеометрии (в смысле тензора кривизны) становится бесконечно большой. Пространство-время перестает существовать за этой границей, что должно обозначать явление Большого сжатия (или, что то же самое, обращенного во времени Большого взрыва). В нашей аналогии с упругой средой эта граница схожа с тем местом, где происходит разрыв упругого материала. Другими словами, внутренность черной дыры содержит ожидаемый «конец света», где рвется ткань пространства-времени.

Уточним, что кроме глобальной хроногеометрической структуры черной дыры также полезно рассматривать черную дыру в качестве объекта, локализованного в окружающем пространстве и сохраняющегося во времени: другими словами, как своего рода мертвую звезду, оставляющую след в виде трубы в пространстве-времени. Эта труба есть не что иное, как ее горизонт событий, или же поверхность черной дыры, представленная серым цилиндром на рисунке. Изучение физического поведения этого объекта показывает, что ему можно приписать большое количество свойств, присущих обыкновенным телам: как, например, масса, энергия, импульс и момент импульса{105}. Более того, оказывается, что черная дыра может обмениваться энергией, моментом импульса и электрическим зарядом со своим окружением. Димитриос Христодулу и Ремо Руффини сумели даже показать{106}, что черные дыры представляют наибольший резервуар свободной энергии Вселенной: в самом деле, 29 % их энергии, сосредоточенной в массе (mc2), может иметь форму кинетической энергии вращения и до 50 % – форму электрической энергии. Это куда больше тех нескольких процентов, которые приходятся на энергию ядерных связей и которые являются источником излучения света в течение всей жизни звезды. Вдобавок к их механическим свойствам (энергия, импульс и т. д.) также весьма полезно приписать черным дырам термодинамические свойства (такие как энтропия{107} и температура{108}) и даже локальные диссипативные свойства на их поверхности (такие как удельная поверхностная проводимость{109} и поверхностная вязкость{110}).

Хотя на данный момент нет неопровержимых доказательств существования черных дыр во Вселенной (несмотря на некоторые сообщения СМИ, которые в основном касаются явлений, происходящих очень далеко от горизонта событий потенциальной черной дыры), имеется большое количество косвенных свидетельств, указывающих на их существование. В частности, более дюжины двойных систем в нашей галактике, испускающих рентгеновское излучение, вероятно, в действительности состоят из пары: черная дыра и звезда. Более того, центр нашей галактики, по всей видимости, содержит очень компактное скопление массы, эквивалентное трем миллионам солнечных масс, что, вероятно, может быть черной дырой. Детектирование гравитационных волн, испущенных при слиянии черных дыр, в случае успеха принесет прямое и неопровержимое доказательство их существования путем анализа характерных частот «вибрационных» волн, испускаемых конечной дырой, образованной при слиянии двух начальных. В самом деле, можно показать, что черные дыры представляют собой упругие структуры, которые могут вибрировать и заставлять колебаться пространство-время вокруг них, подобно тому, как колокольчик своими колебаниями возбуждает звуковые волны в воздухе.

Глава 5

Свет и энергия как частицы

Эйнштейн был бы одним из величайших физиков-теоретиков всех времен, даже если бы он не написал ни одной строчки о теории относительности.

– Макс Борн

Отныне кажется необходимым ввести во все наши физические и химические теории понятие дискретности, величины, меняющейся скачками, о которой мы не имели ни малейшего представления еще несколько лет назад (Марсель Бриллюэн).

Брюссель, Бельгия, 30 октября – 3 ноября 1911 г.

30 октября 1911 г. в одном из залов «Метрополя», самого красивого отеля Брюсселя, бельгийский промышленный магнат Эрнест Сольве открывает свой первый Cольвеевский научный конгресс. На этот «своего рода неофициальный конгресс» Эрнест Сольве пригласил самых именитых ученых того времени, чтобы обсудить в узком кругу важные перемены, происходящие в фундаментальной науке. Лишь 20 ученым было предложено принять участие в этом мини-конгрессе, каждый из них получил персональное приглашение от Эрнеста Сольве. Около половины из них уже были лауреатами Нобелевской премии или впоследствии получили ее.

Сольве горячо любил науку, хотя и был самоучкой, он сделал свое состояние на промышленном применении химии (а именно, разработка дешевой технологии производства соды). Обладая даром предвидения, он частично использовал свои капиталы для развития существующей науки и для поддержки новых научных идей{111}. Он также любил встречаться с учеными, поскольку всю свою жизнь сожалел, что из-за болезни в юности ему пришлось оставить учебу и идею поступления в университет. Как он писал, «находиться в контакте с учеными, по возможности становиться немного ученым самому, обдумывать физические факты и таким образом открывать безусловную реальность – это было золотой мечтой всей моей жизни». Его благотворительность, направленная на развитие науки, имела большой успех. В первую очередь это, конечно, организация Сольвеевских конгрессов, которые, став местом активных дискуссий, серьезно повлияли на развитие новых научных идей, а также учреждение фондом Сольве ряда международных институтов в области физики, химии, физиологии и социологии{112}.

В 1910 г. Эрнест Сольве связывается с великим немецким ученым, специализирующимся в области физической химии, Вальтером Нернстом, и просит его помочь в организации научной встречи по «насущным вопросам» физики и химии. Нернст предлагает Сольве посвятить первый конгресс происходящим в то время революционным изменениям, из-за которых рушились основы физики, ранее считавшиеся непоколебимыми. Он объясняет Сольве, что эта революция (так называемая «квантовая» революция) является результатом работ Макса Планка, его коллеги, физика из Берлина, и (в особенности) работ Эйнштейна. Нернст имеет в виду, в частности, работу Эйнштейна, опубликованную в 1907 г., о «теплоемкости» твердых тел (см. ниже). В этой гениальной работе идея квантов впервые использовалась за рамками теории излучения, в которой существование квантов было предсказано Планком и Эйнштейном. Благодаря Эйнштейну обобщение «квантовых» идей позволило объяснить загадочные температурные свойства определенных твердых тел (в частности, алмазов), которым не могли найти объяснение уже около 50 лет.

В результате с 30 октября по 3 ноября 1911 г. в Брюсселе прошел первый Сольвеевский конгресс по теории излучения и квантам. Список участников, которых было 20, впечатляет. Достаточно упомянуть Хендрика Лоренца (Нобелевская премия по физике, 1902 г.), Марию Кюри (Нобелевская премия по физике, 1903 г., совместно с Пьером Кюри и Анри Беккерелем; и Нобелевская премия по химии, 1911 г.), Макса Планка (Нобелевская премия по физике, 1918 г.), Жана Перрена (Нобелевская премия по физике, 1926 г.), Эрнеста Резерфорда (Нобелевская премия по химии, 1908 г.), Вальтера Нернста (Нобелевская премия по химии, 1920 г.), Вильгельма Вина (Нобелевская премия по физике, 1911 г.), а также Анри Пуанкаре, Поля Ланжевена, Марселя Бриллюэна, Мориса де Бройля (старшего брата Луи де Бройля) и, конечно же, last but not least, Альберта Эйнштейна (Нобелевская премия по физике, 1921 г.). Эйнштейн был самым молодым из участников (на тот момент ему исполнилось 32 года), как можно легко заметить, глядя на знаменитый снимок первого Сольвеевского конгресса. На нем выглядящий абсолютно невозмутимым Эйнштейн непринужденно курит сигару в обществе Ланжевена. Оба стоят невдалеке от весьма пожилого Пуанкаре, расположившегося за столом и, по-видимому, объясняющего какой-то математический результат внимательно слушающей Марии Кюри.

Но вернемся к тому утру 30 октября 1911 г., когда в отеле «Метрополь» начал свою работу первый Сольвеевский конгресс. После приветственных слов Эрнест Сольве открывает конгресс выступлением, в котором он говорит о своем видении теории пространства, материи и энергии. Он признает между тем, что его представления относятся «скорее к физической философии, а не к современной физике». Затем он передает слово председателю конгресса, Хендрику Лоренцу. Вряд ли можно было найти лучшего председателя, чем Лоренц. Родившийся в 1853 г. и получивший в 1902 г. одну из самых первых Нобелевских премий в области физики (первая была присуждена в 1901 г. Вильгельму Конраду Рентгену), Лоренц был корифеем физики. Он также свободно владел (конечно, кроме голландского) французским, немецким и английским языками, что позволяло ему с легкостью управлять конгрессом, на котором все три языка были в ходу. (Счастливые времена языкового разнообразия!) Лоренц выполнял роль председателя дипломатично и с тактом. Всю свою жизнь Эйнштейн относился к нему с глубоким уважением. Он восхищался гармоничностью личности Лоренца и испытывал к нему почти родственную привязанность. Удивительно между тем, что исключительная человеческая симпатия между Эйнштейном и Лоренцом никак не страдала от их зачастую противоположенных научных взглядов: так, «консерватор» Лоренц, во-первых, всегда придерживался концепции эфира и никогда не верил в теорию относительности в понимании Эйнштейна, и, во-вторых, он склонялся к описанию света в виде непрерывного электромагнитного поля, тогда как Эйнштейн стал основоположником «революционной» идеи дискретной природы света (в марте 1905 г., см. ниже). Все это хорошо чувствуется во вступительной речи Лоренца, произнесенной утром 30 октября 1911 г.: в ней он подчеркивает важность вопросов, предложенных для обсуждения. «Я говорю о важности, поскольку эти вопросы касаются самих принципов механики и самых глубоких свойств материи. Может быть, даже, хотя будем надеяться, что этого не случится, основные уравнения электродинамики и наши представления о природе эфира – если еще дозволено использовать это слово – окажутся под сомнением». Однако затем он продолжает в более позитивном ключе:

«[…] Теперь у нас возникает чувство, что мы зашли в тупик, и старые теории все более показывают свое бессилие разорвать сумрак непонимания, окружающий нас со всех сторон. В этом положении любопытная идея об элементарных составляющих энергии, выдвинутая Планком и примененная к решению ряда проблем Эйнштейном, Нернстом и др., стала драгоценным лучом света. Она открывает неожиданные перспективы, и даже тот, кто воспринимает эту гипотезу с недоверием, должен признать ее важность и плодотворность. Поэтому она заслуживает того, чтобы быть в центре внимания наших дискуссий, [даже если], в свою очередь, эта новая идея в ее настоящей форме вызывает серьезные возражения».

Словом, основным предметом обсуждения на осеннем саммите 1911 г. стала серия новаторских работ 1905–1907 гг. самого молодого участника конгресса, Альберта Эйнштейна (не считая, хотя и положившей начало, однако не вызвавшей особого отклика физического сообщества работы Планка 1900 г.). При этом самому Эйнштейну на саммите была отведена роль «заморской знаменитости» – ему предназначалось сделать заключительное выступление.

А что же думал сам Эйнштейн, только недавно получивший позицию профессора (в Праге), об этом Сольвеевском конгрессе – по сути первом международном конгрессе, в котором он принял участие? С одной стороны, по-видимому, он был благодарен за такую возможность подробно обсудить интересующие его вопросы с именитыми коллегами и попытаться убедить их отказаться от своих ошибочных стереотипов. Так, он писал в письмах: «Планк следует предвзятым представлениям, не соответствующим действительности… хотя тут ни у кого нет ясного видения. Во всей этой истории нашлось бы чем порадовать целую компанию чертовых иезуитов», а также: «мне, наконец, удалось убедить Планка согласиться с многими моими идеями, которым он сопротивлялся много лет. Все-таки это человек с врожденным чувством справедливости, который ставит общие интересы выше частных».

С другой стороны, в декабре 1911 г. он писал своему ближайшему другу Микеле Бессо: «Этот конгресс напоминал плач на развалинах Иерусалима. Он не привел ни к чему новому. Мои сбивчивые выступления вызвали большой интерес, но никакой серьезной критики. Я не извлек для себя никакой пользы, поскольку все, что слышал, было мне уже известно».

Если Эйнштейн не почерпнул для себя почти ничего, то его коллеги только сейчас начинали понимать, что за новый мир открывается для физики – мир квантов и что именно Эйнштейн был в нем первопроходцем. Высказывание Марселя Бриллюэна, взятое в качестве заглавия этого раздела, хорошо выражает чувства всех участников конгресса относительно потенциальной значимости явления квантовой дискретности. А как насчет широкой публики? Разделила ли она энтузиазм в связи с открытием этого нового мира? Участвовала ли пресса в обсуждении этого исторически значимого научного события? Да, первый Сольвеевский конгресс действительно стал предметом хроник, однако вовсе не по научным причинам! Французская пресса, а затем присоединившаяся к ней бельгийская на протяжении всего конгресса назойливо атаковала Марию Кюри за ее «любовную связь» с женатым и имеющим четверых детей Полем Ланжевеном [напомним, что Пьер Кюри умер в 1906 г.]. Оба ученых были участниками конгресса в Брюсселе, что делало скандал еще более заметным. Ксенофобская и антифеминистская кампания прессы (с попытками изобразить г-жу Кюри «пришедшей ниоткуда… роковой студенткой») в основном была направлена на то, чтобы не позволить ей стать членом Французской академии наук (и результат был достигнут!). Без этого скандала, возможно, читатели европейской прессы и вовсе не услышали бы о конгрессе, который между тем отметил весьма важный этап в оценке роли квантовой революции, а также в ее распространении. Отметим только, что проявившимся позднее результатом оживленных дискуссий в Брюсселе стал тот факт, что именно благодаря услышанным от Резерфорда, по его возвращении в Манчестер, «потрясающе подробным пересказам обсуждений первого Сольвеевского конгресса» Нильс Бор вдохновился на исследования квантовых эффектов и что Луи де Бройль также загорелся желанием прояснить загадку квантов, читая материалы конгресса, опубликованные (на французском) его старшим братом Морисом де Бройлем.

Но вернемся на несколько лет назад и попробуем понять, каким образом Эйнштейну удалось убедить значительную часть физического сообщества в отсутствии непрерывности в тех областях физики, где прежде непрерывность не подлежала сомнению.

Идея «действительно революционная»

Берн, Швейцария, март 1905 г.

Вернемся к «чудесному году», 1905 г., когда молодой сотрудник бернского патентного бюро заложил основу современной физики. Обычно мы ассоциируем Эйнштейна с теорией относительности, или, точнее, с двумя теориями относительности, но, как свидетельствует высказывание немецкого физика (обладателя Нобелевской премии) Макса Борна, взятое в качестве эпиграфа к этой главе, даже если бы Эйнштейн не написал ни строчки о теории относительности, его другие вклады в теоретическую физику настолько фундаментальны, что их было бы достаточно, чтобы считать их автора одним из величайших физиков в истории человеческой мысли. Каковы же эти другие вклады? И откуда Эйнштейн взял время, чтобы сделать эти фундаментальные вклады, когда, как мы видели, он был поглощен специальной теорией относительности с 1905 по 1907 г., а с 1907 по 1918 г. построением и развитием общей теории относительности? На самом деле Эйнштейн сделал свой самый революционный вклад в физику XX в. за четыре месяца до выхода его статьи о специальной теории относительности в июне 1905 г. И он продолжал предлагать разные инновационные идеи о скрытой природе света и материи на всем протяжении периода с 1905 по 1924 г. Эти идеи совместно с идеями Макса Планка и Нильса Бора легли в основу третьей грандиозной научной революции XX в.: квантовой теории, которая была впервые полностью сформулирована в 1925–1926 гг. в работах Вернера Гейзенберга, Макса Борна, Паскуаля Йордана, Эрвина Шредингера и Поля Дирака.

В марте 1905 г., когда ему только исполнилось 26 лет, Эйнштейн заканчивал статью, предлагающую новый взгляд на природу света и его поглощение и излучение материей. В письме, написанном вскоре после этого своему другу Конраду Габихту, одному из трех членов (вместе с Эйнштейном и Морисом Соловином) «Олимпийской академии», он рассказывал о содержании данной статьи следующим образом: «Там исследуются радиационные и энергетические свойства света с помощью действительно революционного подхода…» Вспомним, что Эйнштейн никогда не считал «революционной» свою июньскую работу по теории относительности 1905 г., он оценивал ее лишь как содержащую определенный концептуальный «шаг». Итак, в чем же заключалась революционность идеи мартовской статьи 1905 г.? Вопреки тому, что все считали строго установленным в то время, идея состояла в том, что световая энергия не распространялась в пространстве непрерывно, но была сосредоточена в маленьких световых квантах (Licht-quanten), т. е. в частицах световой энергии, локализованных в отдельных точках пространства.

Революционность этой идеи можно оценить хотя бы по тому факту, что в течение 20 лет она расценивалась как абсурдная и отклонялась почти всеми физиками! Даже Макс Планк, которого часто считают инициатором квантовой революции, отвергал гипотезу Эйнштейна о световых квантах как ошибочное предположение. И это при том, что Планк был первым физиком-теоретиком, признавшим значимость инновационных концепций Эйнштейна, в том числе его июньской работы по теории относительности 1905 г. В 1913 г. Планк и его коллеги составили отчет о научных достижениях Эйнштейна для выдвижения его кандидатуры в Прусскую академию наук. В этом отчете они высоко оценивали исключительную важность вклада Эйнштейна в физику. В то же время в заключение отчета они посчитали необходимым сделать следующее негативное замечание, которое многое говорит об их отношении к «действительно революционной» идее Эйнштейна:

«В целом мы можем сказать, что среди основных проблем, которыми изобилует современная физика, едва ли найдется та, в которую Эйнштейн не сделал бы выдающийся вклад. Это правда, что иногда он теряет цель в своих предположениях, например в случае с гипотезой о световых квантах; но мы не можем упрекать его в этом, ибо даже в самых точных науках невозможно вводить действительно новые идеи без того, чтобы иногда не рисковать».

Волновая природа света

С начала XIX в. природа света казалась хорошо изученной. Англичанин Томас Юнг (в 1801–1807 гг.) и француз Огюстен Френель (в 1815–1821 гг.) доказали при помощи новаторских экспериментов, что свет ведет себя, как волна. Рябь, распространяющаяся по поверхности спокойного озера, может накладываться одна на другую, это приводит к так называемой интерференции, т. е. чередованию областей, где рябь в результате наложения усиливается, и областей, где она подавляется, оставляя, таким образом, поверхность воды спокойной. Эксперименты Юнга и Френеля показали, что свет из одного источника, но прошедший по разным маршрутам, прежде чем рекомбинировать, интерферирует, т. е. создает чередование светлых и темных областей. Из этого они заключили, что свет представляет собой волновое явление, энергия которого непрерывно распределена в пространстве и которое распространяется поступательно со скоростью 300 000 км/с.