Величайшие математические задачи

Куммер тоже искал доказательство Великой теоремы Ферма, и мысль его работала примерно в том же направлении, что и у Ламе. Он вовремя заметил потенциальное препятствие и отнесся к нему серьезно: проверил и обнаружил, что оно губит этот подход к доказательству. Он нашел конкретный пример неединственного разложения на простые делители для круговых чисел на основе корней 23-й степени из единицы. Но Куммер был не из тех, кто легко сдается, и ему удалось обойти препятствие или по крайней мере смягчить худшие его следствия. Его идею можно продемонстрировать особенно наглядно на примере все тех же чисел вида 4k + 1. Чтобы сделать разложение по-прежнему единственным, достаточно добавить кое-какие новые числа, не принадлежащие к интересующей нас системе. Для этого примера нам нужны недостающие числа вида 4k + 3. А можно не мелочиться и добавить к тому же четные целые числа; тогда мы получим множество целых чисел, замкнутое относительно сложения и умножения. Иными словами, при сложении или умножении двух целых чисел результат тоже будет целым.

Куммер предложил другой вариант этой же идеи. К примеру, чтобы восстановить единственность разложения на простые множители в кольце чисел a + b√15, достаточно добавить к нему еще одно число, а именно √5. Далее выясняется, что, чтобы получить кольцо, мы должны добавить еще √3. Теперь

2 = (√5 + √3) × (√5 — √3), 5 = √5 × √5

и

5 + √15= √5 × (√5 + √3), 5 — √15 = √5 × (√5 — √3).

Таким образом, при разных вариантах группировки четырех чисел √5, √5, √5 + √3, √5 — √3 возникает два варианта факторизации.

Куммер назвал эти новые множители идеальными числами, поскольку в его общих формулировках они вообще не считались числами в полной мере. Они были символами, которые вели себя в значительной степени как числа. Он доказал, что любое круговое целое число может быть единственным образом разложено на простые идеальные числа. Довольно тонкая схема: ни круговые числа, ни идеальные числа сами по себе не имели единственного разложения на простые множители. Но если воспользоваться идеальными числами как ингредиентами разложения для круговых чисел, то результат получался единственно возможным.

Позже Рихард Дедекинд нашел более цивилизованную интерпретацию процедуры Куммера, и ею мы пользуемся до сих пор. Каждому идеальному числу вне интересующего нас кольца он поставил в соответствие некий набор чисел внутри кольца. Этот набор он назвал идеалом. Каждое число в кольце определяет идеал: в него входят все числа, кратные данному. Если разложение на простые множители единственно, таков и каждый идеал. Если разложение не единственно, то возникают дополнительные идеалы. Мы можем определить произведение и сумму идеалов, а также простые идеалы, и Дедекинд доказал, что разложение идеалов на простые множители единственно для всех колец алгебраических целых чисел. Это позволяет предположить, что при решении большинства задач работать следует с идеалами, а не с самими алгебраическими числами. Конечно, здесь не обходится без новых сложностей, но альтернативой такому методу, как правило, является тупик.

Куммер научился работать со своими идеальными числами — по крайней мере научился достаточно хорошо, чтобы доказать вариант Великой теоремы Ферма при некоторых дополнительных предположениях. Но остальным смертным идеальные числа показались сложными и даже слегка загадочными. Однако, если посмотреть с позиции Дедекинда, идеальные числа разумны и полезны, и алгебраическая теория чисел начала свой путь. Из нее, в частности, возникла весьма важная идея о том, как можно измерить степень неединственности разложения в кольце алгебраических целых чисел. Каждому такому кольцу ставится в соответствие целое число, именуемое классом. Если класс равен 1, разложение на простые множители однозначно; в противном случае — нет. Чем выше класс, тем «менее однозначно» (почти в буквальном смысле) разложение на простые множители.

Возможность количественно оценить неоднозначность разложения стала серьезным шагом вперед: при помощи некоторых дополнительных усилий она спасала стратегию Ламе, но лишь в некоторых случаях. В 1850 г. Куммер объявил, что может доказать Великую теорему Ферма для большого числа простых чисел, которые он назвал регулярными. Из всех простых чисел до 100 к ним не относятся только 37, 59 и 67. Для всех остальных простых чисел до этого предела и очень многих после Куммер доказал Великую теорему Ферма. Для определения регулярного простого числа необходимо привлечь понятие класса: простое число регулярно, если оно не является делителем номера класса соответствующего кольца круговых целых чисел. Так что для регулярного простого числа разложение хотя и не является единственным, но это не затрагивает существенным образом интересующее нас простое число.

Куммер утверждал, что существует бесконечно много регулярных простых чисел, но это утверждение до сих пор остается недоказанным. По иронии судьбы, в 1915 г. К. Йенсен доказал, что существует бесконечно много иррегулярных простых чисел. Неожиданный критерий регулярности простых чисел выявился в связи с математическим анализом. В нем задействована последовательность чисел, открытая независимо японским математиком Сэки Такакадзу и швейцарским математиком Якобом Бернулли и известная как числа Бернулли. Этот критерий показывает, что в первый десяток иррегулярных простых чисел входят 37, 59, 67, 101, 103, 131, 149, 157, 233 и 257. Углубившись в структуру круговых чисел, Дмитрий Мириманов разобрался с первым из иррегулярных простых чисел — 37 — в 1893 г. К 1905 г. он доказал теорему Ферма до степеней p вплоть до 257. Гарри Вандивер разработал компьютерный алгоритм, который позволил расширить этот предел. При помощи этих методов Джон Селфридж и Бари Поллак в 1967 г. доказали теорему вплоть до 25 000-й степени, а С. Вагстафф в 1976 г. повысил этот предел до 100 000.

Свидетельства истинности Великой теоремы Ферма накапливались и накапливались, но главным, пожалуй, было то, что в случае ее ложности контрпример, т. е. пример, наглядно демонстрирующий нарушение теоремы, оказался бы настолько сложным, что никто и никогда не сумел бы его отыскать. Еще из результатов работы ученых следовало, что методы, такие как у Куммера, сталкивались с теми же проблемами, что и работы более ранних исследователей: большие степени требовали особых очень сложных процедур и особого обращения. Так что эта линия атаки постепенно затормозилась и сошла на нет.

Если при решении математической задачи вы оказались в тупике, последуйте совету Пуанкаре: отвлекитесь и займитесь чем-нибудь другим. Если вам повезет и ветер будет попутным, у вас рано или поздно появится новая идея. Специалисты по теории чисел вряд ли осознанно следовали этому совету, но тем не менее они поступали именно так. Как и утверждал Пуанкаре, такая тактика срабатывала. Некоторые специалисты по теории чисел перенесли внимание на эллиптические кривые (см. главу 6). По иронии судьбы, со временем именно в этой области математики выявились поразительные и неожиданные связи с Великой теоремой Ферма, которые и привели, в конце концов, к доказательству Уайлса. Для описания этих связей нам потребуется еще одно понятие — модулярной функции. С этого момента наше обсуждение приобретет несколько технический характер, но за всем этим стоит вполне разумная история, да нам и нужны-то лишь самые общие положения. Следите за моими рассуждениями.

В главе 6 мы видели, что теория эллиптических функций сильно повлияла на развитие комплексного анализа. В 1830-е гг. Жозеф Лиувилль открыл, что разновидностей эллиптических функций не так уж много. Для любых двух периодов существует особая эллиптическая функция, известная как функция Вейерштрасса, и любая другая эллиптическая функция с теми же двумя периодами является просто ее вариантом. Тем самым подразумевается, что из функций с двойной периодичностью достаточно разобраться в функциях Вейерштрасса — по одной на каждую пару периодов.

Геометрически двойную периодическую структуру эллиптической функции можно интерпретировать как решетку на комплексной плоскости: это все комбинации вида mu + nv двух периодов u и v (см. рис. 30). Если мы возьмем комплексное число z и добавим к нему одну из точек нашей решетки, то значение эллиптической функции в новой точке будет тем же, что и в первоначальной. Иными словами, эллиптическая функция обладает той же симметрией, что и описанная решетка.

Аналитики открыли гораздо более богатый источник симметрий комплексной плоскости, известный как преобразования Мёбиуса. Эти преобразования превращают z в (az + b)/(cz + d), где a, b, c, d — комплексные константы. Симметрии, определяемые решеткой, представляют собой особые случаи преобразований Мёбиуса, но существуют и другие. Однако в более общем случае тоже присутствует набор точек, аналогичный рассмотренной нами решетке. Решетка определяет на евклидовой плоскости ячеистую структуру: достаточно взять в виде ячейки параллелограмм и поместить его углы в узлы решетки (см. рис. 26 и 30). При помощи преобразований Мёбиуса мы можем построить ячеистую структуру в подходящей неевклидовой геометрии, на гиперболической поверхности. Мы можем установить тождественность этой поверхности и части комплексной плоскости, где прямые заменяются дугами окружностей.

В гиперболической геометрии существуют весьма симметричные ячеистые структуры. Для каждой из них можно построить комплексные функции, которые на каждой ячейке повторяют свои значения. Такие функции известны как модулярные и представляют собой естественное обобщение эллиптических функций. Гиперболическая геометрия — очень насыщенная область математики, и диапазон ячеистых структур здесь намного шире, чем на евклидовой плоскости. Поэтому специалисты по комплексному анализу всерьез заинтересовались неевклидовой геометрией. При этом выявилась глубокая связь между математическим анализом и теорией чисел. Модулярные функции играют для эллиптических кривых ту же роль, что тригонометрические функции для окружности.

Напомню, что единичная окружность состоит из точек (x, y), таких, что x² + y² = 1. Пусть A — действительное число, и

x = cos A, y = sin A.

Тогда определение синуса и косинуса говорит о том, что данная точка лежит на единичной окружности. Более того, любая точка единичной окружности имеет такую форму. Говоря математическим языком, эти тригонометрические функции представляют окружность в параметрическом виде. Что-то очень похожее происходит и с модулярными функциями. Если мы определим x и y при помощи подходящих модулярных функций параметра A, то соответствующая точка будет лежать на эллиптической кривой — одной и той же эллиптической кривой, какое бы значение ни принимал параметр A. Существуют и более абстрактные способы сформулировать вышеизложенное, и специалисты пользуются именно ими, потому что они удобнее, но этот вариант позволяет выявить аналогию с тригонометрическими функциями и окружностью. Эта связь порождает свою эллиптическую кривую для каждой модулярной функции, а разнообразие модулярных функций громадно — ведь это все симметричные ячеистые структуры на гиперболической поверхности. Итак, огромное количество эллиптических кривых может быть соотнесено с модулярными функциями. Но какие эллиптические кривые можно получить таким способом? Именно этот вопрос оказался главным.

Впервые это «недостающее звено» привлекло внимание ученых в 1975 г., когда Ив Эллегуар обратил внимание на занятную связь между Великой теоремой Ферма и эллиптическими кривыми. Герхард Фрей в двух статьях, опубликованных в 1982 и 1986 гг., развил эту идею. Пусть p, как всегда, нечетное простое число. Предположим — в надежде прийти к противоречию, — что существуют ненулевые целые числа a, b и c, удовлетворяющие уравнению Ферма, так что ap + bp = cp. А теперь с надлежащей помпой извлечем из шляпы заранее припасенного кролика: рассмотрим эллиптическую кривую

y² = x (x — ap) (x — bp).

Эта кривая называется эллиптической кривой Фрея. Фрей применил к ней механизм работы с эллиптическими кривыми и получил цепочку еще более причудливых совпадений. Его гипотетическая эллиптическая кривая выглядит и правда очень странно. На первый взгляд, она вообще лишена смысла. Фрей доказал, что смысла в ней настолько мало, что она не может существовать. И это обеспечивает нам желанное противоречие и тем самым, разумеется, доказывает Великую теорему Ферма.

Однако в этом доказательстве есть пробел, и Фрей прекрасно знал о нем. Чтобы доказать, что такая эллиптическая кривая не существует, необходимо показать, что если бы она существовала, то была бы модулярной, т. е. одной из тех кривых, что возникают из модулярных функций. Мы только что убедились, что таких кривых множество; на тот момент никому не удавалось отыскать хотя бы одну эллиптическую кривую, которая не была бы модулярной. Казалось логичным, что и кривая Фрея должна быть модулярной, но это была гипотетическая кривая, коэффициенты a, b и c не были известны. К тому же, если бы кривая и правда была модулярной, то она просто не могла бы существовать. Был, однако, один способ раз и навсегда разобраться со всеми этими вопросами: доказать, что все эллиптические кривые модулярны. Тогда кривая Фрея, гипотетическая или нет, тоже была бы модулярной, если бы существовала. А если бы ее не было, то доказательство от этого никак бы не пострадало.

Утверждение, что всякая эллиптическая кривая является модулярной, называется гипотезой Таниямы — Симуры. Она названа в честь двух японских математиков Ютаки Таниямы и Горо Симуры. Встретились они случайно: оба одновременно с одной и той же целью хотели получить в университетской библиотеке одну и ту же книгу. Результатом же стало долгое сотрудничество. В 1955 г. Танияма был в Токио на математической конференции, где молодым участникам предложили составить список открытых вопросов. Танияма предложил четыре вопроса, и все они были связаны с отношениями между модулярными функциями и эллиптическими кривыми. Еще до этого он вычислил некоторые числа, связанные с конкретной модулярной функцией, и заметил, что в точности те же числа появлялись в связи с конкретной эллиптической кривой. Подобные совпадения часто свидетельствуют о том, что все это вовсе не совпадение и что замеченным фактам должно быть какое-то разумное объяснение. Сегодня мы знаем: равенство этих чисел напрямую означает, что эллиптическая кривая является модулярной, более того, именно так чаще всего определяется модулярность в специальной литературе. Так или иначе, Танияма был достаточно заинтригован, чтобы рассчитать соответствующие числа еще для нескольких модулярных функций и выяснить, что они тоже соответствуют конкретным эллиптическим кривым.

Он заинтересовался, не найдется ли подобной черты у каждой эллиптической кривой. Специалисты в этой области в большинстве своем считали, что это слишком хорошо, чтобы быть правдой, — бесплодная мечта, в пользу которой нет почти никаких свидетельств. Симура был одним из немногих, кто считал, что эта гипотеза достойна серьезного рассмотрения. Но в 1957–1958 гг. Симура уехал на год в Принстон, а Танияма, пока его не было, покончил с собой. В оставленной им записке, в частности, говорилось: «Причину моего самоубийства я не могу и сам понять, но это не результат какого-то конкретного события, нет никаких особенных причин. Единственное, что я точно знаю, — я потерял веру в будущее».

Примерно месяц спустя его невеста Мисако Судзуки тоже покончила с собой. В ее прощальной записке было сказано: «Теперь, когда его нет, я тоже должна уйти, чтобы присоединиться к нему».

Симура продолжил работу над гипотезой. По мере того как накапливались свидетельства в ее пользу, он начал склоняться к мысли о том, что она действительно может оказаться верной. Большинство других специалистов были с ним не согласны. Саймон Сингх рассказывает об интервью с Симурой, в котором тот вспоминал, как пытался объяснить все это одному из коллег:

«Профессор поинтересовался: “Я слышал, вы предполагаете, что некоторые эллиптические уравнения могут быть связаны с модулярными формами”.

“Нет, вы не понимаете, — ответил Симура. — Речь не о некоторых эллиптических уравнениях, так ведут себя все эллиптические уравнения!”»

Несмотря на общий скептицизм, Симура продолжал упорно работать, и с годами это предположение приобрело достаточную респектабельность, чтобы о нем стали говорить как о гипотезе Таниямы — Симуры. Затем Андре Вейль, один из крупнейших специалистов по теории чисел XX столетия, нашел дополнительные свидетельства в ее пользу, опубликовал их и высказал уверенность в том, что она на самом деле вполне может быть верна. После этого гипотезу стали называть гипотезой Таниямы — Симуры — Вейля. Вообще, название ее окончательно не устоялось, и в публикациях о ней можно встретить самые разные комбинации имен трех этих математиков. Я буду придерживаться названия «гипотеза Таниямы — Симуры».

В 1960-е гг. еще один математический тяжеловес Роберт Ленглендс понял, что гипотезу Таниямы — Симуры можно рассматривать как один из элементов куда более обширной и амбициозной программы, способной объединить алгебраическую и аналитическую теорию чисел. Он сформулировал целый набор гипотез, связанных с этой идеей и известных сегодня как программа Ленглендса. Она была еще более спекулятивна, чем гипотеза Таниямы — Симуры, но обладала неотразимой элегантностью: подобная математика настолько красива, что просто обязана быть истинной. В течение последующего десятилетия математический мир постепенно оценил красоту программы Ленглендса, и ее исполнение начали воспринимать как одну из главных целей алгебраической теории чисел. Программа Ленглендса представляется верным направлением развития, если, конечно, кому-то удастся сделать в этом направлении первый шаг.

В 1980-е Фрей заметил, что применение гипотезы Таниямы — Симуры к его эллиптической кривой означало бы доказательство Великой теоремы Ферма. Однако к тому времени выявилась еще одна проблема с его идеей. Когда в 1984 г. он прочел лекцию на эту тему, аудитория заметила прореху в ключевом аргументе: его кривая настолько необычна, что просто не может быть модулярной. Один из ведущих специалистов в этой области Жан-Пьер Серр быстро закрыл прореху, но для этого ему пришлось задействовать еще один результат, также нуждавшийся в доказательстве, — специальную гипотезу о понижении уровня. К 1986 г., однако, Кен Рибет доказал эту гипотезу. Теперь единственным препятствием на пути к доказательству теоремы Ферма была гипотеза Таниямы — Симуры, и мнение математического сообщества начало потихоньку смещаться. Серр предсказал, что Великая теорема Ферма, вероятно, будет доказана в течение ближайших десяти лет или около того. Как именно доказана, оставалось вопросом, но в воздухе уже витала общая уверенность в успехе: методики, связанные с модулярными функциями, обретали такую мощь, что очень скоро кто-нибудь должен был реализовать наконец подход Фрея.

Этим кем-то оказался Эндрю Уайлс. В телепрограмме, целиком посвященной доказательству теоремы Ферма, он рассказал:

«Мне было 10 лет, когда я нашел книгу по математике, в которой рассказывалось немного об истории этой задачи [Великой теоремы Ферма], — что один человек написал ее 300 лет назад, но никто никогда не видел ее доказательства, никто не знал, существует ли оно, и с тех пор люди искали его. Передо мной была задача, которую я, десятилетний мальчик, был в состоянии понять, но которую никто из великих математиков прошлого не смог решить. И с того момента я, конечно, пытался решить ее сам. Это был такой вызов, такая красивая задача».

В 1971 г. Уайлс получил в Оксфорде диплом по математике и переехал в Кембридж работать над докторской диссертацией. Его руководитель Джон Коутс сказал ему (и был совершенно прав), что теорема Ферма слишком сложна для докторской диссертации и отсоветовал за нее браться. Так что Уайлс занялся эллиптическими кривыми, которые тогда считались куда более многообещающим полем для исследований. К 1985 г. он был уже в Париже в Институте высших научных исследований — одном из ведущих мировых центров математических исследований. Большинство лучших ученых в тот или иной момент проходят через это учреждение, и, если вы математик, это великолепное место для работы и общения. В то время в Институте бывал и Рибет, и его доказательство специальной теоремы о понижении уровня буквально наэлектризовало Уайлса. Теперь он мог заниматься в высшей степени респектабельным исследованием эллиптических кривых и пытаться доказать гипотезу Таниямы — Симуры — и в то же время стремиться к исполнению своей детской мечты доказать Великую теорему Ферма.

Поскольку все теперь знали о связи между этими областями, это вызывало некоторое беспокойство. Предположим, Уайлс сумел бы собрать почти полное доказательство, в котором оставалось бы лишь несколько небольших пробелов, требующих дополнительных усилий. Предположим также, что кто-то другой узнал бы об этом и заполнил оставшиеся пробелы. Тогда технически именно этот человек стал бы автором доказательства Великой теоремы Ферма. Как правило, математики так себя не ведут, но приз был слишком велик, и Уайлс благоразумно решил принять меры предосторожности. Он вел свои исследования в тайне, что математикам несвойственно. И дело было не в том, что Уайлс не доверял коллегам. Он просто не хотел допустить даже малейшей вероятности того, что кто-нибудь обойдет его перед финишной чертой.

Семь лет Уайлс работал на чердаке своего дома, где был оборудован кабинет. Только жена и непосредственный начальник знали, чем именно он занимается. В тишине и уединении он атаковал задачу всеми методами, какие мог вспомнить и освоить, и, в конце концов, стены крепости начали сотрясаться под его ударами. В 1991 г. Коутс познакомил его с новыми результатами и доказательствами, полученными Маттеусом Флахом. Осада продвигалась успешно: по крепостной стене уже пошли трещины.

К 1993 г. работа над доказательством была завершена. Оставалось лишь представить его миру. Однако Уайлс все еще осторожничал: ему не хотелось рисковать и объявлять о своем достижении только для того, чтобы тут же выявилась какая-нибудь ошибка. Примерно так произошло с Йоити Мияокой в 1988 г.: средства массовой информации поспешили разнести по всему миру его заявление о том, что получено доказательство Великой теоремы Ферма, в котором очень быстро была обнаружена ошибка. Поэтому Уайлс решил провести серию из трех лекций в кембриджском Институте Исаака Ньютона — недавно организованном международном исследовательском центре по математике. Тема лекций звучала безобидно: «Модулярные формы, эллиптические кривые и теория Галуа». Иносказание, однако, мало кого обмануло: все понимали, что Уайлс собирается объявить о серьезном открытии.

На третьей лекции Уайлс коротко изложил доказательство одного особого случая гипотезы Таниямы — Симуры. Он выяснил, что можно обойтись и чуть менее строгим утверждением. Достаточно доказать, что кривая Фрея, если она существует, должна принадлежать к особому классу эллиптических кривых, известных как «полустабильные», а затем доказать, что все кривые этого класса модулярны. Уайлс доказал и то и другое. В конце той лекции он записал на доске следствие — дополнительную теорему, которая непосредственно следует из того, что было только что доказано. Этим следствием была Великая теорема Ферма.

Симура, услыхав о заявлении Уайлса, высказался кратко и по существу: «Я же говорил!»

Но если бы все было так однозначно! У судьбы в запасе нашелся еще один неожиданный поворот. Доказательство нуждалось в одобрении и признании специалистов, и в процессе его рассмотрения, как обычно, выявилось несколько моментов, по которым требовались дополнительные разъяснения. Уайлс справился с большей частью подобных комментариев, но один из них заставил его задуматься. В конце 1993 г. он опубликовал заявление: отозвал свои претензии на доказательство Великой теоремы до тех пор, пока ему не удастся заполнить выявленный логический пробел. Но теперь работать ему приходилось в обстановке полной публичности, т. е. произошло именно то, чего он надеялся избежать.

К марту 1994 г. исправленное доказательство не появилось, и Фальтингс выразил широко распространенное в математическом сообществе мнение: «Если бы [исправить доказательство] было просто, он бы уже решил эту проблему. Строго говоря, то, что было заявлено, не доказательство». Вейль заметил: «Я считаю, что у него есть несколько хороших идей, но доказательства нет… Доказать Великую теорему Ферма — это как взобраться на Эверест. Если кто-то хочет покорить Эверест и не доходит до вершины 100 ярдов, это означает, что он не покорил Эверест». Каждый мог легко представить себе, чем все кончится. Все это уже было. Доказательство рухнуло, его придется полностью пересматривать, и теорема Ферма останется непобежденной до следующего сражения.

Но Уайлс отказывался признавать поражение. К поискам присоединился его бывший студент Ричард Тейлор. Корень проблемы теперь был ясен: результаты Флаха не слишком хорошо подходили к этой задаче. Уайлс и Тейлор попытались доработать методы Флаха, но ничего не получалось. Затем Уайлса осенило: он внезапно понял, в чем состоит главное препятствие. «Я понял, что та самая штука, из-за которой перестал работать метод Флаха, может заставить работать другой метод, который я тоже когда-то пробовал». Солдаты, осаждающие замок, вдруг поняли, что их таран никогда не проломит ворота, поскольку осажденные постоянно сбрасывают на него большие камни, но можно этими самыми камнями зарядить требушет и пробить ворота иначе.

К апрелю 1995 г. новое доказательство было завершено, и на этот раз в нем не оказалось ни прорех, ни ошибок. Оно было опубликовано в виде двух статей в Annals of Mathematics — одном из самых уважаемых математических журналов. Уайлс стал мировой знаменитостью, удостоился нескольких престижных премий и рыцарского звания… и вернулся к своим исследованиям. Его жизнь почти не изменилась.

По-настоящему важно в достижении Уайлса вовсе не доказательство Великой теоремы Ферма как таковое. Я уже говорил, что от того, верна эта теорема или нет, практически ничего не зависит. Если бы кто-то отыскал три 100-значных числа и 250-значный простой показатель степени, из которых сложился бы контрпример к утверждению Ферма, то ни одна важная область математики от этого не пострадала бы. Конечно, прямой компьютерный расчет не осилил бы таких больших чисел, так что вам пришлось бы проявить недюжинный ум, чтобы отыскать что-нибудь подобное, но отрицательный результат в данном случае не вызвал бы ни у кого особой тревоги.

Подлинное значение найденного Уайлсом решения проблемы заключается в доказательстве гипотезы Таниямы — Симуры для полустабильного случая. Не прошло и шести лет, как Кристоф Брейль, Брайан Конрад, Фред Даймонд и Ричард Тейлор расширили методы Уайлса и разобрались не только с полустабильными, но и со всеми остальными эллиптическими кривыми. Они доказали полный вариант гипотезы Таниямы — Симуры, и теория чисел уже никогда не будет прежней. Теперь, если кто-то столкнется с эллиптической кривой, она гарантированно будет модулярной, что открывает перед исследователями множество новых аналитических методов. Эти методы уже используются для решения других задач теории чисел, а в будущем их появится еще больше.

8. Орбитальный хаос. Задача трех тел

Если верить старой шутке, то о продвинутости физической теории можно судить по тому, с каким количеством взаимодействующих тел она не в состоянии разобраться. Закон всемирного тяготения Ньютона сталкивается с проблемами уже на трех телах. Общая теория относительности с трудом справляется с двумя. Квантовая теория и для одного-то тела непомерно сложна, а квантовая теория поля попадает в беду даже там, где тел нет вообще — в вакууме. В этой шутке, как и во многих других, есть доля истины{27}. Так, над задачей гравитационного взаимодействия всего лишь трех тел, которые вроде бы подчиняются ньютонову обратно-квадратичному закону тяготения, математический мир бился не одну сотню лет. И до сих пор бьется, если говорить о красивой формуле для орбит этих тел. Правда, сегодня мы знаем, что динамика трех тел хаотична — настолько нерегулярна, что несет в себе элементы случайности.

Все это выглядит достаточно странно на фоне поразительного успеха гравитационной теории Ньютона, которая объяснила, помимо всего прочего, движение планет вокруг Солнца. Ответом было то, что Кеплер уже вывел эмпирически из астрономических наблюдений Марса: эллипс. Здесь задействованы только два тела: Солнце и планета. Очевидный следующий шаг заключается в том, чтобы записать уравнение для орбит трех тел и решить его. Но у этих орбит нет точных геометрических характеристик, нет даже формулы в геометрических координатах. До конца XIX в. о движении трех небесных тел было известно очень немного, даже в том случае, если одно из них настолько мало, что его массой можно пренебречь.

С тех пор наши представления о динамике трех (или более) тел сильно обогатились, а понимание того, насколько сложен этот вопрос и почему, выросло. Это может показаться ретроградством, но иногда, чтобы продвинуться вперед, лучше всего организовать стратегическое отступление и попробовать другие методы. Для задачи трех тел этот план кампании неоднократно приносил успех в случаях, когда лобовая атака безнадежно завязла бы в обороне.

Древние люди не могли не замечать, что Луна постепенно сдвигается по ночному небу относительно звездного фона. Звезды тоже вроде бы движутся, но все вместе, как единое целое, как крохотные световые точки на громадном вращающемся куполе небес. Луна же, очевидно, совершенно особый объект: это великолепный сияющий диск, меняющий форму от узенького полумесяца новой Луны до полного круга и обратно. Это не светящаяся точка, как звезды.

Некоторые светящиеся точки тоже не подчиняются общим правилам. Они блуждают по небу. Они не меняют своего положения относительно звезд так быстро, как Луна, но все же не обязательно слишком долго наблюдать за небом, чтобы заметить, что они движутся отдельно. Пять таких «блуждающих звезд» видимы невооруженным глазом. Греки назвали их планетами (planetes) — блуждающими. И, конечно, это и есть планеты (planets), сегодня мы называем их Меркурием, Венерой, Марсом, Юпитером и Сатурном — в честь римских богов. С помощью телескопов мы узнали о существовании еще двух: Урана и Нептуна. Плюс наша Земля, разумеется. А вот Плутон уже не считается планетой благодаря спорному решению по терминологии, принятому в 2006 г. Международным астрономическим союзом.

Изучая небеса, древние философы, астрономы и математики пришли к выводу, что планеты блуждают по небу не беспорядочно. Они следуют собственными извилистыми, но достаточно предсказуемыми путями и через строго определенные промежутки времени возвращаются примерно в ту же позицию на ночном небе. Сегодня мы объясняем эти маршруты периодическим движением по замкнутой орбите плюс некоторым влиянием со стороны собственного орбитального движения Земли. Мы признаем также, что периодичность здесь не строгая, но близкая к тому. У Меркурия путь вокруг Солнца занимает около 88 суток, а у Юпитера — почти 12 лет. Чем дальше от Солнца находится планета, тем больше времени у нее уходит на полный оборот вокруг светила.

Первую количественно точную модель движения планет дала система Птолемея. Свое название она получила в честь Клавдия Птолемея, описавшего ее в своем трактате «Альмагест» (что означает «Величайшее построение») около 150 г. н. э. Это геоцентрическая, т. е. с Землей в центре мироздания, модель, в которой все небесные тела движутся вокруг нашей планеты так, будто поддерживаются серией гигантских сфер, каждая из которых вращается с постоянной скоростью вокруг неподвижной оси. Комбинации множества вращающихся сфер требовались для того, чтобы представить сложное движение планет в виде космического идеала равномерного движения по кругу — экватора сферы. Если сфер достаточно, а их оси и скорости выбраны правильно, эта модель очень точно отражает реальность.

Николай Коперник доработал схему Птолемея в нескольких отношениях. Самым радикальным изменением было то, что он заставил все тела, кроме Луны, обращаться не вокруг Земли, а вокруг Солнца, что сильно упростило модель. Это не понравилось католической церкви, но со временем научные взгляды взяли верх, и все образованные люди приняли как данность то, что Земля обращается вокруг Солнца. В 1596 г. Кеплер защищал систему Коперника в своей книге «Тайна мира» (Mysterium Cosmographicum), в которой описал связь между расстоянием от Солнца до планеты и ее орбитальным периодом. Если двигаться от Солнца наружу, прирост периода обращения вдвое превышает прирост расстояния от светила. Позже Кеплер решил, что это соотношение слишком неточно, чтобы быть верным, но именно оно посеяло семена будущих более точных выводов. Кроме того, Кеплер объяснил расстояния между планетами через пять правильных многогранников, аккуратно вписанных друг в друга и разделенных удерживающими их сферами. Пять многогранников поясняли, с его точки зрения, почему планет пять, но сегодня мы знаем о существовании восьми планет, так что данная особенность уже не является аргументом в пользу такой гипотезы. Вообще говоря, существует 120 способов последовательно вписать пять правильных многогранников друг в друга, и, вполне возможно, один из этих способов даст соотношение, близкое к соотношению орбит. Так что это просто случайное приближение, приписывающее природе искусственную и бессмысленную закономерность.

В 1600 г. астроном Тихо Браге нанял Кеплера в качестве ассистента, но их совместная работа продлилась недолго. После смерти Браге Кеплер получил место придворного математика при дворе императора Рудольфа II. В свободное время он анализировал результаты наблюдений Браге за Марсом. Одним из результатов этой работы стала «Новая астрономия» (Astronomia Nova), которая вышла в 1609 г. и представила миру два закона планетарного движения. Первый закон Кеплера гласит, что планеты двигаются по эллипсам — он установил этот факт для Марса, и казалось вероятным, что другие планеты подчиняются тому же закону. Первоначально он считал, что данные хорошо лягут на яйцевидную орбиту, но с этим ничего не получилось; тогда он попробовал эллипс. После проверки эллипс тоже был отвергнут, и Кеплер нашел другое математическое описание формы орбиты, однако в конце концов понял, что его описание — всего лишь иной способ определения эллипса.

«Я отложил [новое определение] в сторону и вернулся к эллипсам, будучи уверенным, что это совершенно иная гипотеза, тогда как обе они, как я докажу в следующей главе, суть одно и то же… Ах, каким глупым я был!»

Второй закон Кеплера гласит, что радиус-вектор планеты заметает за равные промежутки времени равные площади. В 1619 г. в работе «Гармония мира» (Harmonices Mundi) Кеплер завершил изложение своих трех законов куда более точным соотношением, связывающим расстояния и периоды: куб расстояния (большой полуоси эллипса) пропорционален квадрату периода обращения.

Можно сказать, что этим завершилась подготовка сцены к появлению на ней Исаака Ньютона. В работе 1687 г. «Математические начала натуральной философии» (Philosophiae Naturalis Principia Mathematica) Ньютон доказал, что три закона Кеплера эквивалентны единственному закону тяготения: два тела притягиваются друг к другу с силой, пропорциональной их массам и обратно пропорциональной квадрату расстояния между ними. Закон Ньютона обладал громадным преимуществом: он был применим к любой системе тел, сколько бы их ни было. Но за это приходилось платить: закон описывал орбиты не как геометрические формы, а как решения дифференциального уравнения, в которое входили, в частности, ускорения планет. Совершенно непонятно, как из такого уравнения определить форму планетарных орбит или, скажем, положение планет в заданный момент времени. Откровенно говоря, не совсем ясно даже, как найти эти самые ускорения планет. Тем не менее неявно вся эта информация в уравнении содержалась. Проблема заключалась в том, чтобы получить ее в явном виде. Кеплер уже проделал такую операцию для двух тел, и ответом стала эллиптическая орбита и скорость, при которой радиус-вектор каждой планеты описывает равные площади за равные промежутки времени.

Как же обстоит дело с тремя телами?

Хороший вопрос. Согласно закону Ньютона, все тела Солнечной системы притягивают друг друга. Более того, все тела во Вселенной притягивают друг друга. Но никто в здравом уме не стал бы пытаться записывать дифференциальные уравнения для каждого тела во Вселенной. Как всегда, чтобы продвинуться вперед, нужно было упростить задачу, но не слишком сильно. Звезды так далеки от нас, что их гравитационным влиянием на Солнечную систему можно пренебречь, если только вы не собираетесь описывать движение Солнца в Галактике или вращение самой Галактики. Движением Луны в значительной мере управляют два тела — Земля и Солнце — плюс некоторые тонкие эффекты от влияния других планет. В начале XVIII в. этот вопрос вышел за рамки чистой астрономии и приобрел практическое значение: ученые осознали, что движение Луны по небу можно использовать для навигации. (В те времена не было не только системы GPS, но и хронометров для определения долготы.) Но этот метод требовал более точных предсказаний, чем те, что позволяла сделать существующая теория. Очевидно, для начала следовало записать следствия из закона Ньютона для трех тел, которые в данном случае можно было рассматривать как точечные массы, поскольку планеты чрезвычайно малы по сравнению с расстояниями между ними. Затем следовало решить полученные дифференциальные уравнения. Однако методы, позволившие в задаче для двух тел перейти к эллипсам, в задаче для трех тел оказались неприменимы: добавление третьего тела портило всю картину. Несколько предварительных шагов сделать удалось, но затем вычисления зашли в тупик. В 1747 г. Жан д’Аламбер и Алексис Клеро, вечные соперники, приняли участие в конкурсе, объявленном Парижской академией наук по «задаче трех тел», которую оба пытались решить при помощи численных приближений. Задача для трех тел обрела название и вскоре стала одной из великих загадок математики.

Некоторые частные случаи этой задачи удавалось решить. В 1767 г. Эйлер обнаружил решения, в которых все три тела лежат на вращающейся прямой. В 1772 г. Лагранж нашел аналогичные решения для случая, когда тела образуют вращающийся равносторонний треугольник, который может расширяться или сжиматься. Оба решения оказались периодическими: тела повторяли одну и ту же последовательность движений до бесконечности. Однако даже кардинальное упрощение не позволяло получить хоть что-нибудь более общее. Можно было считать, что масса одного из тел пренебрежимо мала или что другие два тела движутся вокруг общего центра масс по идеальным окружностям (версия, известная как «ограниченная задача трех тел»), но найти точное решение уравнений все равно не удавалось.

В 1860 и 1867 гг. астроном и математик Шарль-Эжен Делоне пытался решить задачу для конкретного случая — системы Солнце — Земля — Луна — с использованием теории возмущений. Эта теория рассматривает действие солнечного притяжения на Луну как небольшие добавки, которые накладываются на действие земного притяжения. Делоне вывел приближенные формулы в виде сумм бесконечных рядов: результата сложения множества последовательных членов. Он опубликовал свои результаты в виде двух томов по 900 страниц в каждом. Эти тома были заполнены преимущественно формулами. В конце 1970-х гг. его расчеты были проверены с использованием компьютерной алгебры и подтвердились почти полностью: в них обнаружились всего две незначительные ошибки.

Это был поистине героический расчет, но ряд у Делоне сходился к своему пределу слишком медленно, чтобы этими выкладками можно было пользоваться на практике. Однако работа Делоне подтолкнула других математиков к поиску рядов, которые сходились бы быстрее. Она также вскрыла серьезное техническое препятствие, с которым неизменно встречается подобный подход: это препятствие — малые знаменатели. Некоторые члены последовательности представляют собой дроби, и знаменатель этих дробей вблизи резонанса (состояния, в котором периоды тел кратны друг другу) становится очень маленьким. К примеру, у трех внутренних спутников Юпитера — Ио, Европы и Ганимеда — периоды обращения вокруг планеты составляют 1,77, 3,55 и 7,15 суток, т. е. относятся один к другому почти точно как 1:2:4. Особенно мешает вычислениям секулярный резонанс, при котором кратны друг другу скорости поворота осей двух почти эллиптических орбит, — здесь при вычислении дроби с малым знаменателем погрешность становится очень большой.

Если задача трех тел сложна, то задача n тел, т. е. произвольного числа точечных масс, движущихся под действием ньютонового тяготения, безусловно, еще сложнее. Тем не менее природа представляет нам наглядный и очень важный пример: Солнечную систему. В нее входят восемь планет, несколько карликовых планет, таких как Плутон, и тысячи астероидов, в том числе довольно крупных. Это не говоря о спутниках планет, некоторые из которых — Титан, к примеру, — превосходят по размеру планету Меркурий. Таким образом, Солнечная система — это задача 10, или 20, или 1000 тел в зависимости от степени детализации.

Для краткосрочных прогнозов вполне достаточно численных аппроксимаций (в астрономии 1000 лет — это немного), а вот понять, как будет развиваться Солнечная система в ближайшие несколько сотен миллионов лет, — совсем другое дело. Но есть один серьезный вопрос, ответ на который зависит от подобных долгосрочных прогнозов: речь идет о стабильности Солнечной системы. Планеты в ней, судя по всему, обращаются по относительно стабильным, почти эллиптическим орбитам. Эти орбиты слегка изменяются, когда их возмущают другие планеты, так что период обращения и размеры эллипса могут чуть-чуть меняться. Можем ли мы быть уверены, что и в будущем не будет происходить ничего, кроме этого мягкого влияния? И так ли вела себя Солнечная система в прошлом, особенно на ранних стадиях развития? Останется ли она стабильной или какие-нибудь две ее планеты могут когда— нибудь столкнуться? Наконец, может ли планета оказаться выброшенной из системы прочь, на просторы Вселенной?

В 1889 г. королю Норвегии и Швеции Оскару II должно было исполниться 60 лет. Норвежский математик Геста Миттаг-Лефлер убедил короля объявить к юбилею конкурс на решение задачи n тел с немаленьким призом. Решение должно было представлять собой не точную формулу — к тому моменту было уже ясно, что это означало бы требовать слишком многого, — а некий сходящийся ряд. Пуанкаре, заинтересовавшийся конкурсом, решил начать с очень простой версии: ограниченной задачи трех тел, где масса одного из тел пренебрежимо мала, как, скажем, у пылинки. Если вы наивно примените закон Ньютона к такой пылинке, приложенная к ней сила будет равняться произведению масс, деленному на квадрат расстояния. При нулевой массе результат тоже будет равняться нулю. Это не слишком помогает, поскольку получается, что пылинка мирно летит своей дорогой, не взаимодействуя с остальными двумя телами. Вместо этого можно применить модель, в которой пылинка испытывает влияние остальных двух тел, а вот они полностью ее игнорируют. В этом случае орбиты двух массивных тел оказываются круговыми, и движутся они с постоянной скоростью. Вся сложность движения в такой системе приходится на пылинку.

Пуанкаре не решил задачу, поставленную королем Оскаром, — она была попросту слишком сложной. Но его методы были настолько новаторскими и продвинуться ему удалось так далеко, что приз он все же получил. Исследование было опубликовано в 1890 г. Из него явствовало, что даже ограниченная задача трех тел может не иметь предполагаемого решения. Пуанкаре разделил свой анализ на несколько отдельных случаев в зависимости от общих параметров движения. В большинстве случаев решение в виде ряда вполне можно было получить. Но был один случай, в котором орбита пылинки становилась чрезвычайно путанной.

Пуанкаре вывел эту неизбежную путаность при помощи некоторых других методов, над которыми работал в то время. Эти методы давали возможность описать решения дифференциальных уравнений, не решая их. Его «качественная теория дифференциальных уравнений» стала зерном, из которого выросла современная нелинейная динамика. Основной идеей, которая легла в основу новой теории, было исследование геометрии решений, точнее, их топологии — темы, глубоко интересовавшей Пуанкаре (см. главу 10). В такой интерпретации положения и скорости тел представляют собой координаты в многомерном пространстве. По мере того как идет время, первоначальное состояние системы движется в этом пространстве по некоей криволинейной траектории. Топология этого пути или даже системы всех возможных путей могут рассказать нам много полезного о решениях.

Периодическое решение, к примеру, представляет собой замкнутую траекторию в форме петли. По ходу времени состояние системы вновь и вновь проходит по этой траектории, бесконечно повторяя одно и то же поведение. Тогда и система является периодической. Пуанкаре предположил, что для удобного поиска подобных петель удобно было бы провести многомерную поверхность так, чтобы она рассекла петлю. Мы сегодня называем такую поверхность сечением Пуанкаре. Решения, берущие начало на этой поверхности, могут со временем вернуться на нее. Сама петля при этом возвращается в точности в ту же точку, а решения, проходящие через ближайшие к этой точки, всегда возвращаются на наше сечение примерно через один период. Так что периодическое решение можно интерпретировать как неподвижную точку на «отображении первого возвращения». Это отображение сообщает нам, что происходит с точками поверхности, когда они в первый раз на нее возвращаются, если, конечно, возвращаются. Это может показаться не ахти каким достижением, но такой подход снижает размерность пространства — число переменных в задаче. А это почти всегда хорошо.

Значение великолепной идеи Пуанкаре становится понятно, когда мы переходим к следующему по сложности типу решения — комбинации нескольких периодических движений. Вот простой пример такого движения: Земля обходит вокруг Солнца примерно за 365 дней, а Луна обходит вокруг Земли примерно за 27 дней. Так что движение Луны совмещает в себе эти два разных периода. Разумеется, весь смысл задачи трех тел заключается в том, что это описание не совсем точно, но «квазипериодические» решения такого рода часто встречаются в задачах с участием многих тел. Сечение Пуанкаре помогает распознать квазипериодические решения: когда они возвращаются к интересующей нас поверхности, то не попадают в точности в ту же точку, но точка, в которую они попадают раз за разом, крохотными шажочками обходит на поверхности замкнутую кривую.

Пуанкаре понял, что если бы все решения были такими, то можно было бы подобрать подходящий ряд и смоделировать их количественно. Но, проанализировав топологию отображения первого возвращения, он заметил, что все может быть куда сложнее. Две конкретные кривые, связанные динамикой, могут пересечься. Само по себе это не слишком плохо, но если вы пройдете по кривым до того места, где они вновь вернутся на нашу поверхность, то результирующие кривые вновь должны будут пересечься, но в другом месте. Проведите их еще круг, и они снова пересекутся. Мало того: эти новые кривые, полученные передвижением первоначальных кривых, на самом деле не новы. Они представляют собой части первоначальных кривых. Чтобы разобраться в этой топологии, потребовалось немало размышлений — ведь никто раньше подобными играми не занимался. В результате получается очень сложная картина, напоминающая сеть, сплетенную каким-то безумцем: кривые в ней ходят зигзагами туда-обратно, пересекая друг друга, а зигзаги эти сами, в свою очередь, ходят зигзагами туда-обратно и т. д. до любого уровня сложности. В конце концов, Пуанкаре заявил, что зашел в тупик:

«Когда пытаешься описать фигуру, образованную этими двумя кривыми и их бесконечными пересечениями, каждое из которых соответствует дважды асимптотическому решению, то эти пересечения образуют своего рода сеть, паутину или бесконечно тонкое сито… Поражает сложность этой фигуры, которую я даже не пытаюсь нарисовать».

Сегодня мы называем его картину гомоклинным («замкнутым на себя») плетением (см. рис. 31). Благодаря новым топологическим идеям, высказанным в 1960-е гг. Стивеном Смейлом, мы сегодня видим в этой структуре старого друга. Главное, что она помогла нам понять, — это то, что динамика хаотична. Хотя в уравнениях нет выраженного элемента случайности, их решения очень сложны и нерегулярны. В чем-то они похожи на по-настоящему случайные процессы. К примеру, существуют орбиты — более того, к этому типу относится большинство орбит, — движение которых в точности имитирует многократное случайное бросание монетки. Открытие того факта, что детерминистская система (т. е. система, будущее которой всецело и однозначно определяется ее текущим состоянием) может тем не менее обладать случайными чертами — замечательное достижение, оно изменило многие области науки. Мы уже не можем считать, что простые правила порождают простое поведение. Речь идет о том, что в обиходе часто называют теорией хаоса, и все это восходит непосредственно к Пуанкаре и его работе на приз короля Оскара.

Ну, почти все. На протяжении многих лет историки математики рассказывали об этом именно так. Но примерно в 1990 г. Джун Бэрроу-Грин обнаружила в недрах Института Миттага-Леффлера в Стокгольме печатный экземпляр работы Пуанкаре; пролистав его, она поняла, что он отличается от того варианта, который можно обнаружить в бесчисленных математических библиотеках по всему миру. Это оказалась официальная пояснительная записка к заявке Пуанкаре на приз, и в ней была ошибка. Подавая работу на конкурс, Пуанкаре упустил из виду хаотические решения. Он заметил ошибку прежде, чем работа была опубликована, доработал ее, выведя все, что было необходимо, — а именно хаос, — и заплатил (надо сказать, больше, чем стоил приз) за то, чтобы оригинальная версия была уничтожена, а в печать пошел исправленный вариант. Но по какой-то причине в архиве Института Миттага-Леффлера сохранился экземпляр первоначально ошибочной версии, хотя сама история забылась, пока Бэрроу-Грин не откопала ее и не опубликовала свое открытие в 1994 г.

Пуанкаре, судя по всему, считал, что хаотические решения несовместимы с разложениями в ряд, но это тоже оказалось ошибкой. Прийти к такому выводу было несложно: ряды казались слишком регулярными, чтобы представлять хаос, — на это способна только топология. Хаос — это сложное поведение, определяемое простыми правилами, так что это умозаключение небесспорно, но структура задачи трех тел определенно не допускает простых решений того рода, которые Ньютон вывел для двух тел. Задача двух тел интегрируема. Это означает, что в уравнениях достаточно сохраняющихся величин, таких как энергия, импульс и момент импульса, для однозначного определения орбиты. «Сохраняющихся» означает, что эти величины не меняют своего значения при движении тел по своим орбитам. Но задача трех тел неинтегрируема.

При всем том решения в виде рядов существуют, однако они не универсальны. Они не годятся для начальных состояний с нулевым моментом импульса — мерой суммарного вращения. Такие состояния бесконечно редки, поскольку нуль — всего лишь одно число среди бесконечного количества действительных чисел. Более того, в этих рядах фигурирует не время как таковое, а корень кубический из времени. Все это выяснил в 1912 г. финский математик Карл Фритьёф Зундман. Нечто аналогичное верно даже для задачи n тел опять же с редкими исключениями. Такой результат получил в 1991 г. Ван Цюдун. Но для системы из четырех или более тел у нас нет никаких достоверных данных о том, при каких именно обстоятельствах ряд не сходится, и мы никак не можем классифицировать эти обстоятельства. Мы знаем, однако, что такая классификация должна получиться очень сложной, потому что существуют решения, в которых все тела убегают в бесконечность или через некоторый конечный промежуток времени начинают колебаться с бесконечной частотой (см. главу 12). Физически такие решения — следствие нашего допущения, что все тела представляют собой точки, хотя и массивные. Математически они подсказывают нам, где искать самые дикие варианты поведения системы.

Серьезный успех в решении задачи n тел был достигнут для того частного случая, когда все тела обладают одинаковой массой. Такое допущение нечасто работает в небесной механике, но вполне разумно для некоторых неквантовых моделей элементарных частиц. А главный интерес такая постановка вопроса представляет, конечно же, для математиков. В 1993 г. Кристофер Мур нашел решение задачи трех тел для случая, когда все тела гоняются друг за другом по одной и той же орбите. Удивительна форма орбиты: это восьмерка, показанная на рис. 32. Несмотря на то что у орбиты есть точка самопересечения, тела никогда не сталкиваются.

Расчет Мура был численным и проводился на компьютере. В 2001 г. Ален Ченсинер и Ричард Монтгомери заново независимо открыли это решение. Для этого они, с одной стороны, воспользовались давно известным в классической механике принципом наименьшего действия, а с другой — привлекли весьма хитроумную топологию, чтобы доказать, что такое решение существует. Орбиты тел периодичны во времени: через определенный временной промежуток все тела возвращаются к первоначальным позициям и скоростям, а затем повторяют те же движения до бесконечности. Для любой заданной суммарной массы существует по крайней мере одно такое решение для любого периода.

В 2000 г. Карлес Симо провел численный анализ и получил указания на стабильность восьмерки, за исключением, возможно, очень медленного долгосрочного дрейфа, известного как диффузия Арнольда и связанного с мелкими особенностями геометрии отображения карты возвращений Пуанкаре. При стабильности такого рода почти любые возмущения приводят объекты на орбиту, очень близкую к первоначальной, а среди мелких возмущений доля именно таких приближается к 100 %. При тех редких возмущениях, при которых стабильность все же нарушается, орбита дрейфует от своего первоначального положении чрезвычайно медленно. Результат Симо вызвал удивление, поскольку в задаче трех тел равной массы стабильные орбиты встречаются редко. Численные расчеты показывают, что стабильность сохраняется даже в том случае, когда массы тел слегка различаются. Так что вполне возможно, что где-то во Вселенной три звезды с почти идентичными массами бесконечно преследуют одна другую на орбите в форме восьмерки. По оценке Дугласа Хегги, сделанной в 2000 г., число таких тройных звезд лежит между одной на галактику и одной на Вселенную.

Для орбиты в форме восьмерки характерна интересная симметрия. Возьмем для начала три тела A, B и C. Пройдем с ними треть орбитального периода и обнаружим тела на тех же позициях с теми же скоростями, как в начальный момент, только на тех же местах будут находиться соответственно тела B, C и A. После двух третей периода там же мы найдем тела C, A и B. Через полный период мы увидим в точности первоначальную картину. Решение такого рода известно как хореография — танец планет, в котором они через определенные промежутки времени меняются местами. Численные данные свидетельствуют о существовании хореографий в системах более чем трех тел: на рис. 33 представлены некоторые примеры таких систем. Сам Симо, в частности, отыскал огромное количество хореографий.

Но даже здесь многие вопросы остаются без ответа. У нас до сих пор нет строгого доказательства существования хореографий. Для систем более чем из трех тел все они представляются нестабильными. Скорее всего, так и есть, но это тоже надо доказать. Орбита в виде восьмерки для трех тел заданной массы при заданном периоде представляется единственной, но доказательства тому опять же нет, хотя в 2003 г. Томаш Капела и Петр Згличинский опубликовали компьютерное доказательство того, что она локально единственна — ни одна из близлежащих орбит не работает. Возможно, хореографии — это зерно еще одной великой задачи.