Мир астрономии. Рассказы о Вселенной, звездах и галактиках

Знаменитые уравнения Эйнштейна — основа общей теории относительности — были опубликованы в 1916 году. Они подарили нам новый мир, существенно отличающийся от мира Ньютона. Как образно сказал один из крупнейших современных физиков, Дж. Уилер, в общей теории относительности пространство «говорит» материи, как ей двигаться, а материя «указывает» пространству, как ему искривляться.

Нам сейчас нужно обязательно запомнить чрезвычайно важное обстоятельство, заключающееся в том, что специфические свойства пространства-времени, которые естественно могут быть объяснены при введении такого понятия, как кривизна, проявляются лишь в сильных гравитационных полях. В локальных областях справедливо классическое приближение Ньютона. Кстати говоря, закон всемирного тяготения Ньютона легко выводится из ОТО (как сейчас называют физики общую теорию относительности). «Самая красивая из всех существующих физических теорий», — писали об ОТО советские физики, академики Л. Ландау и Е. Лифшиц.

Поскольку речь у нас сейчас пойдет о космологических проблемах, об истории Вселенной, следует попытаться понять хотя бы основные выводы и следствия из ОТО. Это нелегкая задача, поскольку ОТО имеет дело с четырехмерным пространством, где одной из координат является время.

Трудность состоит в том, что четырехмерный мир нельзя представить себе наглядно. Для нас число «наглядных» измерений не превышает трех. Двухмерна плоскость, трехмерен шар, куб, но как представить себе четырехмерие? Математики имеют дело с пространствами и больших размерностей, но для нас, как, впрочем, и для них, это абстракции.

Четырехмерный мир Эйнштейна, конечно же, не абстракция. Дело в том, что мы живем геометрически в трехмерном пространстве, но все физические процессы в этом мире связаны со временем, а сам ход времени для наблюдателя зависит от свойств пространства, от скорости процессов. Поэтому время связано в мире Эйнштейна с геометрией, а геометрия со временем. Недаром Уилер предложил называть теорию Эйнштейна геометродинамикой.

Геометродинамика, ОТО предсказывает удивительные явления, которые должны происходить в нашем мире: изменение темпа течения времени, искривление лучей света в сильных полях тяготения и многое другое. Но нас сейчас будут интересовать несколько иные вещи.

Обратимся к основному отличию ОТО от классической физики Ньютона при рассмотрении Вселенной, мира. Об этом отличии лучше всего сказал сам Эйнштейн: «Потребовалась жестокая борьба (для Ньютона), чтобы прийти к понятию независимого и абсолютного пространства, неоценимому для развития теории… Выводы Ньютона при современном ему состоянии науки были единственно возможными и, в частности, единственно плодотворными.

…Не менее напряженные усилия потребовались для того, чтобы впоследствии преодолеть это понятие (абсолютного пространства)».

Итак, пространство не абсолютно, оно динамично, оно живет. И самым важным свойством уравнений Эйнштейна, по крайней мере для космологии, является то, что они позволяют представить себе, как жила, живет и будет жить в дальнейшем наша Вселенная.

Начиная рассказ об этом, нельзя не подчеркнуть, что Эйнштейн на первых порах намеренно искал такое решение своих уравнений, которое «давало» бы однородную и статичную Вселенную. То есть сначала и Эйнштейн, так же как и Ньютон, оказался в плену идеи, если так можно выразиться, «статичной вечности».

Первым человеком, которому удалось на основании уравнений Эйнштейна получить принципиально новые выводы о структуре нашей Вселенной, был советский математик А. Фридман. Ему было всего 37 лет, когда он умер от брюшного тифа в Ленинграде в 1925 году.

Фридман был разносторонним человеком. Он выполнил интересные работы в области метеорологии и гидромеханики. Но имя свое ученый обессмертил работами по космологии. Первая статья 1922 года, где он нашел новое космологическое решение уравнений ОТО, говорила о том, что наш мир, наша Вселенная нестационарна. Она замкнута и непрерывно расширяется. Эйнштейн отреагировал на эту статью отрицательно, немедленно опубликовав «Замечание», в котором содержалось опровержение выводов Фридмана. Но великий Эйнштейн оказался неправ. Он признал это в 1923 году: «Я считаю результаты г. Фридмана правильными и проливающими новый свет…»

Сегодня в научной литературе прочно утвердился термин «Вселенные Фридмана». Что же это такое?

Фридман нашел два решения уравнений Эйнштейна, каждое из которых зависит от средней плотности материи во Вселенной. Если средняя плотность ρ меньше некоторой величины ρ_кр или равна ей, то Вселенная может быть пространственно как бесконечной, так и конечной, но расширение ее будет продолжаться всегда. Если же значение средней плотности больше критической (ρ > ρ_кр), неизбежно получается замкнутая (но безграничная!) Вселенная. Силы гравитации в этом случае должны в конце концов остановить расширение Вселенной, и она рано или поздно начнет сжиматься.

Попробуем пояснить, как совмещаются понятия конечности и безграничности. Наглядный пример здесь достаточно прост. Возьмем поверхность резинового надувного шарика. Она конечна, как бы мы этот шар ни раздували. Но в то же время она и безгранична, так как, путешествуя по этой поверхности, мы никогда не доберемся до границы. В крайнем случае вернемся туда, откуда начали свой путь. Эту аналогию полезно запомнить, она еще не раз нам пригодится.

Итак, на сцене появились динамические модели Вселенной. И сразу же возникло множество вопросов. Ведь модели Фридмана — его Вселенные — построены пером теоретика (да и вообще все, что мы до сих пор обсуждали, было гениальными теоретическими построениями), и только данные наблюдательной астрономии могли подтвердить или опровергнуть эти модели — модели расширяющейся Вселенной. О чем же они свидетельствовали в то время?

Еще в 1914–1917 годах астрономы выяснили поразительный факт, которому, к сожалению, сначала не придали значения: большинство далеких галактик разбегаются от нашей Галактики с довольно большими скоростями, причем самые далекие из них с самыми большими скоростями.

На последнее обстоятельство обратил внимание еще в 1919 году американский астроном X. Шепли, но не сумел объяснить его («Вселенные Фридмана» еще не были созданы!). И лишь в 1929 году американский астроном Э. Хаббл вывел свой знаменитый закон, гласящий, что скорость разлета галактик прямо пропорциональна расстоянию от нашей Галактики. V = Hr, где V — скорость галактики, r — расстояние, H — так называемая постоянная Хаббла. Закон Хаббла — один из краеугольных камней современной космологии, и поэтому нам следует остановиться на этом явлении подробнее.

Каждый, кто стоял на железнодорожной платформе и наблюдал приближающийся и проходящий мимо скорый поезд, знает, что тон гудка меняется при движении поезда. Частота звука увеличивается, когда поезд подходит к платформе, и понижается, когда он удаляется от вас. Это следствие так называемого эффекта Доплера, хорошо известного в физике.

Пример движущегося по направлению к нам, а потом удаляющегося от нас источника звукового сигнала является прекрасной его иллюстрацией. Звук представляет собой бегущие в воздухе волны. Пусть источник звука дает постоянную частоту, длину волны. Длина звуковой волны — это произведение скорости звука на интервал времени между «гребнями волны». Если источник звука неподвижен, то человек всегда будет слышать один и тот же тон.

Распространение звуковых волн от неподвижного источника.

Пусть источник двигается по направлению к наблюдателю. Скорость звука не меняется. Но поскольку источник двигается к наблюдателю, то за тот же промежуток времени, что и в случае с неподвижным источником, мимо наблюдателя пройдет большее число гребней, чем в случае, когда источник неподвижен. Другими словами, наблюдателю будет казаться, что он воспринимает меньшие длины волны или более высокие частоты.

Эффект Доплера.

Тот же самый случай мы имеем, когда движется источник света. Если он приближается, то наблюдателю будет казаться, что свет синеет. Если источник удаляется, то фотоны краснеют, длина их волны увеличивается.

Астрономы наблюдали спектры далеких туманностей и установили, что хорошо известные линии, например, ионизированного кальция или водорода, находятся «не на своих местах», сдвинуты далеко в красную сторону спектра. Так был обнаружен факт разлета галактик, и вскоре в науке появился знаменитый термин «красное смещение». Закон Хаббла был установлен в 1929 году, и модели расширяющейся Вселенной получили таким образом первое надежное экспериментальное подтверждение.

Нужно сказать о том, что закон Хаббла и красное смещение разрешают и знаменитый парадокс Ольберса.

Здесь мне хочется сделать небольшое отступление и подробнее остановиться на некоторых поистине удивительных ситуациях, с которыми сталкиваешься, рассматривая историю научных открытий.

Уже говорилось, что закон Всемирного тяготения Ньютона легко выводится из ОТО. Но не это самое интересное. В 30-х годах было показано, что из закона Всемирного тяготения можно получить законы расширения и сжатия Вселенной, и ОТО для этого в принципе не нужна!

Это поистине поразительный факт, свидетельствующий лишний раз о том, насколько притягательна идея вечной и стационарной Вселенной. Нам трудно себе представить, что модели расширяющегося мира в принципе могли быть получены задолго до рождения Эйнштейна, к примеру, еще во времена Ньютона. И не построены были эти модели по чисто психологическими причинам.

Для самого Ньютона не существовал вопрос о начале мира, для него непреложным фактом было сотворение мира Творцом. Человечество не было еще готово к постановке подобного вопроса на научной основе. Прошло два столетия со дня смерти Ньютона, и уже великий Эйнштейн не хочет говорить с аббатом Леметром о вопросе начала: «Это слишком похоже на акт творения. Сразу видно, что Вы священник». А ведь аббат Леметр, будущий президент папской Академии в Ватикане, был одним из тех, кто наряду с Фридманом исследовал решения ОТО. Термин «вселенные Леметра» прочно вошел в научную литературу. Именно он ввел понятие первичного атома, при взрыве которого и образовался наш мир.

Парадокс, а может быть, и нечто большее, чем парадокс, состоял в том, что и Эйнштейн, и многие другие ученые в течение нескольких лет после выхода в свет работ Фридмана (а затем и Леметра) не рассматривали всерьез космологические решения ОТО, зависящие от времени. Переворот в сознании и соответствующая переоценка произошли лишь после открытия Хаббла.

Надеюсь, что рассказанная здесь история не дискредитировала ОТО в глазах читателя. Ведь эта теория — «непревзойденная вершина теоретической физики» — стала истинной основой всей современной космологии. Выше же речь шла лишь о трудных и порой неожиданных поворотах на пути развития человеческого знания, об исключительно интересной проблеме «своевременности» научных открытий.

А теперь вернемся к явлению разбегания галактик.

Закон Хаббла утверждает, что чем дальше от нас находится какая-нибудь галактика, тем с большей скоростью она от нас удаляется. При этом должна возрастать величина красного смещения. В конце концов оно станет настолько большим, что мы не сможем увидеть источник света. Как говорят в космологии, красное смещение создает «горизонт» видимости, за который наш взгляд не может проникнуть. К тому же расширение Вселенной происходит достаточно быстро. Ну а поскольку свет от объектов, лежащих за горизонтом, мы не можем воспринять, а внутри горизонта число звезд по астрономическим масштабам невелико — ≈ 1025, парадокс Ольберса, основанный на введении бесконечного числа источников света и бесконечной Вселенной, разрешается просто в рамках моделей расширяющейся Вселенной.

При анализе закона Хаббла возникает еще один вопрос. Если все наблюдаемые галактики разлетаются от нас, то не находимся ли мы, земные наблюдатели, в центре мира?

Казалось бы на первый взгляд, что наше положение «привилегированно».

Вернемся снова к аналогии с поверхностью резинового надувного шара. Предположим, что это и есть наша Вселенная (мы не можем покинуть поверхность или проникнуть внутрь шара). Нанесем на поверхность шара точки и будем считать каждую точку галактикой. Начнем надувать шар от радиуса R до радиуса 2R (модель расширяющейся Вселенной!). Все точки (галактики) естественно останутся на поверхности шара, расстояние между ними также увеличится в два раза.

Но вот что самое интересное! В какую бы «галактику» на нашей сфере мы ни поместили наблюдателя (А или В), ему будет казаться, что все остальные галактики от него удаляются, и именно он находится в центре мира. Внимательно посмотрев на рисунок, читатель сам в этом убедится.

Отсутствие выделенного центра в расширяющейся Вселенной.

Таким образом, наша Вселенная не имеет выделенного центра. Но давайте пойдем назад — начнем выпускать воздух из нашего шарика и предположим, что он сожмется в точку. Конечно, с реальным воздушным шариком этого не произойдет, но в качестве мысленного эксперимента подобная операция не вызывает трудностей. Тогда мы увидим, что при стремлении радиуса шара к 0 поверхность его также стремится к 0, и, естественно, расстояния между точками его поверхности (галактиками) беспредельно уменьшаются.

Именно здесь мы и подходим к одному из основных вопросов космологии: что было вначале? Вопрос вполне правомочный. Ведь если Вселенная расширяется, то когда-то этот процесс должен был начаться. И здесь физика — наука, претендующая на то, что она может объяснить любое явление в окружающем нас мире, — обязана была сказать свое слово.

Отголоски начала

Одним из первых физиков, подошедших вплотную к этому вопросу, был Г. Гамов. Произошло это, кстати говоря, несколько неожиданно, поскольку он занимался задачей космологической распространенности различных элементов и изотопов.

Известно, что в природе преобладают элементы с избытком нейтронов. Гамов хотел «получить» все элементы простым способом: последовательным присоединением свободных нейтронов к ядру. Но для этого нужны очень высокие температуры, и Гамов пришел к идее горячего начала.

Парадоксальным здесь является тот факт, что в целом теория Гамова о синтезе элементов неверна, а вывод о горячем начале Вселенной абсолютно верен. Более того, Гамов указал, что «отголоски» горячего начала должны быть видны сегодня в виде так называемого «реликтового излучения» (термин, предложенный известным советским астрофизиком И. Шкловским). Гамов даже оценил в 1956 году температуру этого излучения и получил цифру 5–6 K, Не правда ли, очень низкая температура? Но если взглянуть в прошлое, то температура этого излучения была выше, Вселенная была плотнее и горячее…

Идея и расчеты Гамова были преданы забвению; о них вспомнили лишь десятилетие спустя, когда было сделано удивительное открытие, удостоенное впоследствии Нобелевской премии.

Что же это за открытие и как оно было сделано?

В 1964 году в лаборатории фирмы «Белл телефон» была создана новая рупорная антенна. Она предназначалась для работы со спутником связи «Эхо». Но технические характеристики антенны, в частности очень низкий уровень шумов, сразу привлекли к ней внимание радиоастрономов. Первыми начали с ней работать А. Пензиас и Р. Вильсон, один из них был радиофизиком, другой радиоастрономом. Они решили мерить интенсивность радиоизлучения от нашей Галактики. Эта задача отнюдь не проста, так как, если вы измеряете радиосигналы от какого-то конкретного источника, например, от звезды, то избавиться от помех, шума довольно просто. Для этого надо лишь отклонить антенну от звезды, померить сигнал, а затем снова направить ее точно на звезду и опять провести измерения. Разница между двумя сигналами и будет сигналом от объекта. Но у Пензиаса и Вильсона объектом было фактически все небо!

Именно поэтому им необходимо было уменьшить до предела то, что в сегодняшней радиотехнике называется собственным шумом радиоприемного устройства. Кроме того, им, конечно, мешали так называемые атмосферные шумы. Короче говоря, прежде чем приступить к непосредственным экспериментам, они провели огромную подготовительную работу.

Эксперименты были начаты на коротких волнах (около 7,5 сантиметра), поскольку считалось, что в этом диапазоне шум должен быть пренебрежимо мал. Это была своего рода проверка качества антенны и приемных цепей. Но в первых же проведенных опытах исследователями был зарегистрирован радиошум в этом диапазоне. Причем интенсивность сигнала не зависела от направления. Это очень существенный факт, и самое естественное его объяснение состояло в том, что шумит сама антенна или цепи радиоприемного устройства. Вообще говоря, именно так подумал бы и любой квалифицированный специалист по радиоэлектронике. Что же удивительного в том, что Пензиас и Вильсон снова начали проводить кропотливейшую работу по проверке всего устройства.

Проверялось абсолютно все. На подозрение была взята даже парочка голубей, которая облюбовала рупор антенны и за время подготовительных работ угнездилась в нем. Вследствие этого рупор, естественно, был покрыт, по выражению интеллигентного Пензиаса, «белым диэлектрическим веществом». Около года ушло на ликвидацию последствий пристрастия голубей к радиоастрономическим поискам и на улучшение характеристик антенны.

В 1965 году эксперименты начались снова и снова дали тот же результат. Небо давало микроволновый фон, шум, и величина сигнала не зависела от направления. Откуда же этот шум мог появиться, если всевозможные помехи были учтены и устранены?

Пензиас и Вильсон не могли ответить на этот вопрос. Для начала они попытались определить характеристики обнаруженного ими шума и в первую очередь его интенсивность. А интенсивность теплового радиошума очень удобно описывать, пользуясь понятием обычной температуры. Действительно, любое тело «шумит» в радиодиапазоне за счет теплового движения электронов внутри тела. Грубо говоря, чем выше температура, тем выше интенсивность теплового шума. Поэтому в радиотехнике используется понятие «эквивалентной температуры» радиоизлучения. Итак, оказалось, что шум, открытый Пензиасом и Вильсоном, имел температуру около 3,5 K. (Здесь нельзя не сказать о том, что за год до открытия Пензиаса и Вильсона советские астрофизики А. Дорошкевич и И. Новиков теоретически предсказали возможность обнаружения реликтового излучения в сантиметровом диапазоне. Но, к сожалению, на эту работу не обратили тогда должного внимания экспериментаторы.)

Пока еще никто не мог подумать, что сделано второе великое открытие в астрофизике (первое — красное смещение).

Случай играет не последнюю роль в науке. Ведь Пензиас и Вильсон понятия не имели о том, что такое реликтовое излучение. Они просто натолкнулись на него. А практически в то же время всего в нескольких десятках километров от антенны фирмы «Белл» группа Р. Дикке, крупного американского астрофизика, строила специальную антенну для поиска отголосков Большого Взрыва.

Дикке знал о работах Гамова и придавал им большое значение. Именно поэтому, когда астрофизики узнали о результатах Пензиаса и Вильсона, Дикке мгновенно объяснил их, и соответствующие публикации в журнале «Nature» появились одновременно, но с экспериментальными результатами Дикке опоздал примерно на полгода. 20 лет размышлял Нобелевский комитет, кому присудить премию — счастливчикам Пензиасу и Вильсону или Р. Дикке. Как мы знаем, выиграли счастливчики.

Конечно же, это открытие могло быть сделано и раньше. Ведь о Большом Взрыве говорили и до 1965 года. Но, как указал лауреат Нобелевской премии по физике Е. Вигнер, теория Большого Взрыва не привела к поиску реликтового излучения потому, что физикам было трудно серьезно воспринять любую теорию ранней Вселенной: «Это открытие заставило всех нас всерьез отнестись к мысли, что ранняя Вселенная была».

Итак, случайное открытие реликтового излучения дало новую свежую пищу теоретикам, и на вопрос о том, «что было в начале?», стали появляться вполне конкретные ответы.

Большой взрыв и космология

Обсерватория древних майя. Чичен Итца, Мексика. 900 год нашей эры.

Планковская Вселенная

Как родилась Вселенная? «Конечно же, в результате Большого Взрыва», — ответит сейчас подавляющее большинство людей. И действительно, о Большом Взрыве ежегодно публикуется огромное число статей и в научной и в научно-популярной печати. Но самое-то интересное заключается в том, что взрыва в обычном понимании этого слова не было!

Разберемся для начала, какой смысл вкладывают в слово «взрыв» физика и химия. Возьмем самый простой случай, хорошо известный и понятный всем, — взрыв бомбы. Как он происходит? Взрывчатое вещество за очень небольшой промежуток времени сгорает и превращается в горячий газ, который создает огромное давление внутри корпуса бомбы. Поскольку это давление не уравновешено давлением снаружи, корпус разлетается на куски, так как он не в состоянии выдержать внутреннее давление, происходит взрыв. Весь этот процесс длится тысячные доли секунды. Следовательно, взрывной процесс характеризуется в первую очередь высвобождением значительного количества энергии в небольшом объеме за малое время.

Справедливо ли применять слово «взрыв» к начальным стадиям расширения Вселенной? Другими словами, можно ли сказать, что огромное давление сжатой в точку Вселенной явилось причиной ее расширения (взрыв бомбы)?

Нет! При взрыве расширение происходит из-за разности между большим давлением продуктов взрыва и малым давлением окружающего их атмосферного воздуха. Но когда мы рассматриваем раннюю Вселенную, понятия «снаружи» и «внутри» теряют смысл, а давление в однородной Вселенной распределено равномерно. Между различными частями Вселенной нет разности давления, а значит, нет и силы, вызывающей расширение.

В чем же дело? Почему Вселенная начала расширяться? На этот вопрос сегодня нет общепринятого ответа.

Очень трудно говорить о тех временах, когда вся видимая сегодня Вселенная была величиной с маковое зернышко. Но предполагается, что она действительно миллиарды лет тому назад была именно таких размеров (и даже меньше) и действительно стала расширяться.

Сегодня космология еще не в состоянии ответить на ряд принципиальных вопросов. Среди них основные: что было до начала наблюдаемого расширения? Будет ли Вселенная вечно расширяться или опять сожмется в точку (как говорят физики, образуется ли снова сингулярность — состояние вещества с бесконечной плотностью)? Мы надеемся, что ответы на эти вопросы будут получены в близком будущем.

Но отсутствие ответов сейчас, сегодня, не мешает физикам рассматривать самые ранние стадии расширения Вселенной. Некоторые теории оперируют с временами 10–35 секунды от начала. Это, по выражению академика Я. Зельдовича, «очень-очень ранняя Вселенная». Есть теории, которые «заглядывают» в еще более ранние моменты времени. О них у нас тоже пойдет разговор. А термин «Большой Взрыв» сейчас общепринят, и мы его будем использовать. Тем более что скорости процессов, происходящих при «рождении» нашего Мира, в неизмеримое число раз превышают скорости любых известных сегодня взрывных процессов. Поэтому-то расширение Вселенной действительно можно уподобить «сверхвзрыву», Большому Взрыву.

Почему для нас так важны начальные этапы развития Вселенной, почему космологи пытаются проанализировать самые ранние моменты, заглянуть как можно глубже в прошлое нашего мира? Да потому, что никакая космологическая модель, никакая теория невозможна без достаточно полного понимания начальных этапов развития Вселенной — ведь именно тогда закладывалось ее будущее, все последующие стадии ее формирования. И эти стадии нельзя понять, не зная, какой была ранняя, горячая Вселенная. Чтобы представить себе развитие Вселенной, следует прежде всего постараться понять, что представляло собой вещество Вселенной, материя на разных этапах ее существования.

Важность постановки такой задачи очевидна. Ведь решения уравнений ОТО, полученные Фридманом, говорят о том, что Вселенная расширяется из точки, из сингулярности. Но решения эти, с другой стороны, ничего не говорят о состоянии и поведении вещества вблизи сингулярности, а для нас сейчас, когда мы начинаем рассматривать ранние стадии Вселенной, именно это и является самым главным.

Сегодня, миллиарды лет спустя после Большого Взрыва, во Вселенной есть наблюдатели-астрономы, и мы знаем «начинку пирога». Это звезды, планеты, галактики, кометы, скопления галактик и многое другое. Но проделаем мысленный эксперимент и начнем сжимать Вселенную. Температура и плотность начнут повышаться… Ясно, что на каком-то этапе сжатия и планеты и звезды просто-напросто перестанут существовать. При дальнейшем росте температуры и сжатия станут неустойчивыми атомы, а потом и их ядра.

До сих пор мы говорили лишь об ОТО, которая описывает процессы расширения и сжатия мира. Но совершенно ясно, что сейчас для рассказа о поведении вещества мы должны обратиться к другим физическим теориям.

Вопросы, рассматриваемые нами, исключительно сложны, а очень многие их аспекты еще ждут своего решения. Но именно эти задачи и являются на сегодня наиболее «горячими точками» современной физики и космологии. Какими же теоретическими «инструментами» пользуются современные ученые?

Самая красивая из физических теорий — ОТО представляет собой типичный пример классической теории. Что это значит? В уравнения ОТО не вводится никаких новых фундаментальных физических постоянных. В них присутствуют лишь скорость света и гравитационная постоянная Ньютона.

Другим примером классической теории является электродинамика, созданная более ста лет назад Д. Максвеллом. Всего 80 лет назад большинство физиков свято верило, что в природе существует лишь два вида фундаментальных взаимодействий — гравитация и электромагнетизм. Они имеют неограниченный радиус действия и могут быть не только измерены с помощью приборов, но хорошо известны «в быту»: если, например, кирпич упадет на голову, можно не сомневаться в том, что вы на практике столкнулись с гравитацией. Электромагнитные взаимодействия также хорошо знакомы каждому человеку, поскольку самые разнообразные физические, химические, биологические явления зависят от электромагнетизма.

Однако более 80 лет назад из микромира поступили тревожные сигналы о том, что классическая физика не в состоянии описать явления, происходящие в масштабах отдельных атомов. Хорошо известно, что согласно классической теории электромагнетизма электрон в атоме должен «упасть» в конце концов на атомное ядро из-за непрерывного излучения энергии. С этим и другими парадоксами оказалась в состоянии справиться лишь квантовая теория поля.

Нельзя не вспомнить о том, что великий Эйнштейн не принимал квантовой теории в ее современном виде, хотя именно он (и здесь мы опять сталкиваемся с парадоксами истории науки) наряду с Планком заложил фундамент квантовой физики. Кстати, Нобелевскую премию по физике Эйнштейн получил за создание теории фотоэффекта. А ведь фотоэффект по своей природе является типичным квантовым явлением. Эйнштейн работал над этим в 1905 году. Затем возникла квантовая механика, в частности появилось знаменитое соотношение неопределенностей Гейзенберга, налагающее ограничения на одновременное определение координаты и импульса частицы.

Суть квантовой теории (а именно она вызывала неприятие у Эйнштейна) состоит в том, что, располагая даже максимальной информацией о физической системе, квантомеханический подход определяет лишь вероятность того или иного события в микромире и не предсказывает точного поведения системы.

«Бог в кости не играет», — говорил Эйнштейн, отрицая вероятностный подход квантовой физики к описанию физических явлений. В течение последних лет своей жизни Эйнштейн пытался создать единую теорию поля, общую классическую теорию, классическую в том смысле, что физические явления в ней должны полностью описываться, если известны значения всех рассматриваемых физических переменных. Мы знаем, что на этом пути Эйнштейн потерпел неудачу. Но титаническая игра гения с природой навсегда останется в истории человеческой культуры как один из наиболее ярких и драматических моментов.

Однако вернемся к ОТО. Я уже говорил о том, что эффекты ОТО наиболее выпукло проявляются в сильных гравитационных полях. Так почему же мы заговорили о границах ее применимости? «Узкое место» здесь — сингулярность, начало расширения Вселенной.

Совершенно ясно, что если считать сингулярность точкой, математической абстракцией, то нечего вообще говорить ни о каких физических законах в этой точке. Но дело в том, что Вселенная материальна; грубо говоря, мы знаем, что она имеет вес. Именно поэтому реальное вещество, материя всегда будет занимать какой-то конечный, отличный от нуля объем.

Поскольку поведение Вселенной во времени описывается уравнениями ОТО, то вопрос о границах применимости этих уравнений на ранних стадиях Вселенной в условиях экстремально малых размеров и экстремально больших плотностей вполне правомочен. Пространство — время чудовищно искривлены, и, поскольку мы стремимся к сингулярности, речь идет уже не о маковом зернышке, а о гораздо меньших объемах. Не могут ли здесь играть роль квантовые эффекты?

Когда теоретики начали исследовать этот вопрос, то оказалось, что «ответ» на него был дан в конце прошлого века, то есть когда ОТО еще не была создана. «Ответ» был дан М. Планком, одним из творцов квантовой физики. Планк ввел свою знаменитую постоянную h (ħ = h/_2π) в теорию излучения в 1899 году и тогда же, добавив к ней скорость света c и постоянную тяготения G, показал, что из этих констант можно составить величины любой размерности, например плотность, длину. Так, чтобы из h, с и G получить длину, необходимо извлечь квадратный корень из величины Għ/c3.Тогда получается так называемая планковская длина l_n =  = 10–33 см.

Планковское время t_n = l_n/c = 5,3 · 10–44 сек., а планковская плотность ρ_n = c5/G2ħ = 5 · 1093 г/см3.

Очень интересно отношение самого Планка к этим постоянным. Он, как, впрочем, и любой другой великий физик, считал, что цель физики — объяснение устройства мира. Планк глубоко верил, что наука не должна нести в себе отголоски индивидуального мышления, физические законы должны быть абсолютны во всей Вселенной.

«Эти единицы, — писал он, — сохраняют свое естественное значение до тех пор, пока справедливы законы тяготения, оба начала термодинамики и пока остается неизменной скорость распространения света в вакууме». И далее: «…мы получаем возможность установить единицы длины, массы, времени и температуры, которые не зависели бы от выбора тех или иных веществ и обязательно сохраняли бы свое значение для всех времен и для всех культур, в том числе и внеземных и нечеловеческих, и которые поэтому можно было бы ввести в качестве „естественных единиц измерений“».

Глубокие идеи Планка не потеряли своего значения и сегодня, спустя более 80 лет. Планковские константы сегодня считаются предельными в физике величинами. Внимательно посмотрите на них еще раз. Именно на планковской длине перестает «работать» ОТО. На этом масштабе плотность вещества чудовищна. Она неизмеримо превышает плотность атомного ядра. Эти величины очень трудно представить себе наглядно. Действительно, ядерная плотность равна примерно 1014 г/см3. Другими словами, один кубический сантиметр атомных ядер весил бы сто миллионов тонн. А планковская плотность вещества превышает ядерную на 80 порядков! Единица с 80 нулями!

И здесь в сверхсильных гравитационных полях начинают возникать квантовые эффекты. Отметим, что когда речь идет о квантовых эффектах в условиях сильной гравитации, то, быть может, сами понятия «пространство» и «время» теряют привычный для них смысл. Как хорошо сказано в книге Я. Зельдовича и И. Новикова «Строение и эволюция Вселенной»: «Насколько легко найти область, где важны квантовые явления, настолько же трудно выяснить, что происходит в этой области. Здесь становится трудно даже сформулировать проблему».