Помоги проекту - поделись книгой:
Ричард Фейнман – еще один великий физик из Калтеха, предложивший перенормировку КЭД, – и Марри Гелл-Манн, предложивший идею кварка, были полными противоположностями по темпераменту и характеру.
В популярных средствах массовой информации физики неизменно изображаются либо как безумные ученые (вроде Дока Брауна в фильме «Назад в будущее»), либо как безнадежно неадекватные «ботаники» (как в сериале «Теория Большого взрыва»). Однако в реальности среди физиков встречаются представители всех психотипов.
Фейнман был колоритным возмутителем спокойствия, вечным шутом и клоуном, он был полон забавных историй о своих эксцентричных выходках и рассказывал их с грубоватым простонародным выговором. (Во время Второй мировой войны он однажды вскрыл сейф с секретами атомной бомбы в Лос-Аламосской национальной лаборатории и оставил там шифрованную записку. Когда на следующий день записка была обнаружена, тревога и паника в суперсекретной лаборатории поднялась нешуточная.) Для Фейнмана не было ничего слишком нетрадиционного или неприличного – однажды он из любопытства даже заперся в гипербарической камере, чтобы проверить, можно ли там получить внетелесные переживания.
Гелл-Манн, напротив, всегда был джентльменом с безупречной речью и прекрасными манерами. Он увлекался наблюдением за птицами, коллекционированием древностей, лингвистикой и археологией, забавные истории были не его стихией. Но, несмотря на различия в характерах, Фейнман и Гелл-Манн в равной мере обладали энергией и упорством, которые помогали им проникать в тайны квантовой теории.
Тем временем исследования слабого ядерного взаимодействия, которое примерно в миллион раз слабее сильного взаимодействия, тоже заметно продвигались вперед.
Слабого ядерного взаимодействия, например, недостаточно, чтобы удерживать в связанном состоянии компоненты атомных ядер многих типов, поэтому они распадаются на более мелкие фрагменты и элементарные частицы. Радиоактивный распад, как мы уже видели, – причина того, что внутри Земля такая горячая. Именно в слабом ядерном взаимодействии кроется источник энергии извергающихся вулканов и ужасных землетрясений. Чтобы объяснить это взаимодействие, ввели новую частицу. Нейтрон, например, нестабилен и со временем распадается на протон и электрон. Такой процесс называется бета-распадом. Но, чтобы расчеты стали возможными, физикам пришлось ввести в уравнение третий член – частицу, получившую название «нейтрино».
Нейтрино иногда называют призрачной частицей, потому что оно способно пронизывать целые планеты и звезды без какого-либо взаимодействия или поглощения. В это самое мгновение через ваше тело проходит поток нейтрино из глубокого космоса, причем часть его до этого прошла через нашу планету. Мало того, эти частицы могли бы свободно пролететь сквозь толщу сплошного свинца, протянувшуюся от Земли до ближайшей звезды.
Паули, предсказавший существование нейтрино в 1930 г., однажды пожаловался: «Я совершил непростительный грех. Я ввел частицу, которую невозможно наблюдать»[37]. Но, какой бы неуловимой ни была эта частица, в конце концов ее экспериментально зарегистрировали в 1956 г. при анализе мощного излучения, испускаемого ядерным реактором. (Хотя нейтрино почти не взаимодействует с обычным веществом, физики сумели компенсировать этот недостаток, воспользовавшись тем фактом, что ядерный реактор испускает огромное число нейтрино.)
Чтобы разобраться в слабом ядерном взаимодействии, физики снова ввели новую симметрию. Поскольку электрон и нейтрино – пара слабо взаимодействующих частиц, было высказано предположение, что их можно объединить и таким образом получить новую симметрию, которую, в свою очередь, можно объединить со старой симметрией теории Максвелла. Получившаяся в результате теория, которую назвали электрослабой, объединила электромагнетизм и слабое ядерное взаимодействие.
Электрослабая теория Стивена Вайнберга, Шелдона Глэшоу и Абдуса Салама принесла им в 1979 г. Нобелевскую премию.
Так что свет, вместо того чтобы, как надеялся Эйнштейн, объединиться с гравитацией, на деле предпочел объединиться со слабым ядерным взаимодействием.
Если сильное ядерное взаимодействие основано на симметрии Гелл-Манна, которая связывает три кварка воедино так, что они образуют протоны и нейтроны, то слабое ядерное взаимодействие опирается на менее масштабную симметрию – перестановку электрона и нейтрино, которая объединяется с электромагнетизмом.
Но какие бы возможности ни открывали кварковая модель и электрослабая теория при описании зоопарка элементарных частиц, в этом описании по-прежнему оставалась зияющая дыра. Вопрос был в том, что удерживает все эти частицы вместе.
Поскольку поле Максвелла в свое время так успешно предсказывало свойства, обнаруживаемые в электромагнетизме, физики начали изучать новую версию уравнения Максвелла. Ее предложили Чжэньнин Янг и Роберт Миллс в 1954 г. Вместо всего лишь одного поля, предложенного Максвеллом в 1861 г., эта теория вводила целое семейство таких полей. Та же симметрия, которую Гелл-Манн в своей теории использовал для перестановки кварков, в этой теории использовалась для взаимной замены полей Янга – Миллса.
Идея была проста. Раз атом удерживается в связанном состоянии электрическим полем, которое описывается уравнениями Максвелла, то кварки, возможно, удерживаются тем, что вытекает из обобщения уравнений Максвелла, то есть полями Янга – Миллса. Та же симметрия, которая описывает кварки, теперь применяется к полю Янга – Миллса.
Однако на протяжении нескольких десятилетий эта простая идея оставалась невостребованной, поскольку при расчете свойств частиц Янга – Миллса результат опять получался бесконечным, в точности как в случае КЭД. К несчастью, тех фокусов, что предложил в свое время Фейнман, для перенормировки теории Янга – Миллса оказалось недостаточно. Многие годы физики отчаянно, но безуспешно пытались найти конечную теорию ядерного взаимодействия.
Наконец у одного изобретательного голландского аспиранта, Герарда 'тХоофта, хватило смелости и упорства, чтобы решить проблему в лоб – продраться сквозь частокол бесконечных членов и перенормировать поле Янга – Миллса. К тому моменту компьютеры уже были достаточно мощными, чтобы анализировать эти бесконечности. Когда его компьютерная программа выдала серию нулей, представлявших квантовые поправки, он окончательно убедился, что прав.
Новость об этом прорыве сразу же привлекла внимание физиков. Шелдон Глэшоу даже воскликнул: «Или этот парень полный идиот, или он величайший гений из всех, кто пришел в физику за последние годы!»[38]
Именно лобовое решение задачи принесло в 1999 г. 'тХоофту и его научному руководителю Мартинусу Велтману Нобелевскую премию. Внезапно появилось новое поле, при помощи которого можно было связать известные частицы в ядерном взаимодействии и объяснить слабое ядерное взаимодействие. В применении к кваркам поле Янга – Миллса получило название «глюон», потому что действовало подобно клею, скрепляющему кварки друг с другом. (Компьютерное моделирование показывает, что поле Янга – Миллса конденсируется в похожую на тянучку субстанцию, которая затем, подобно клею (англ. glue), скрепляет кварки.) Чтобы это происходило, нужны были кварки трех типов, или цветов, подчиняющиеся трехкварковой симметрии Гелл-Манна. Так что широкую популярность начала набирать новая теория сильного ядерного взаимодействия. Ее окрестили квантовой хромодинамикой (КХД), и сегодня именно она представляет собой самое известное описание сильного ядерного взаимодействия.
Таким образом, постепенно из хаоса складывалась новая теория, получившая название Стандартной модели элементарных частиц. Путаница, окружавшая зоопарк элементарных частиц, потихоньку уходила, сменяясь некоторым порядком. Поле Янга – Миллса (называемое глюоном) удерживало кварки в нейтроне и протоне, а другое поле Янга – Миллса (называемое W- и Z-частицами) описывало взаимодействие между электронами и нейтрино.
Однако окончательному принятию Стандартной модели мешало отсутствие последней детали субатомной головоломки, которую называли бозоном Хиггса, а иногда даже частицей Бога. Одной симметрии было недостаточно. Требовался способ нарушения этой симметрии, поскольку Вселенная, которую мы видим вокруг, не является идеально симметричной.
Когда мы смотрим на нынешнюю Вселенную, то кажется, что все четыре фундаментальных взаимодействия не зависят друг от друга. Гравитация, свет и ядерные взаимодействия на первый взгляд не имеют между собой ничего общего. Но, если отходить все дальше и дальше назад во времени, эти взаимодействия начинают сливаться, складываясь, возможно, на момент возникновения Вселенной всего в один тип взаимодействия.
Начала вырисовываться новая картина, в которой физика элементарных частиц использовалась для объяснения величайшей загадки космологии – рождения Вселенной. Неожиданно две очень разных области науки – квантовая механика и общая теория относительности – стали превращаться в одну.
В этой новой картине в момент Большого взрыва все четыре взаимодействия были слиты в единое супервзаимодействие, которое подчинялось главной симметрии, способной превращать все частицы Вселенной друг в друга. Супервзаимодействие подчинялось так называемому уравнению Бога. Именно его симметрия ускользала от Эйнштейна и остальных физиков.
После Большого взрыва Вселенная по мере расширения остывала, и супервзаимодействие и симметрия начали распадаться, оставляя после себя фрагментарные симметрии слабого и сильного ядерных взаимодействий сегодняшней Стандартной модели. Этот процесс называется нарушением симметрии. Таким образом, нам необходим механизм, позволяющий разбить первоначальную симметрию в точности так, чтобы получилась Стандартная модель. Именно в этот момент на сцене появляется бозон Хиггса.
Чтобы представить себе эту картину, вообразите плотину. Вода в водохранилище также обладает симметрией. Если вы провернете всю воду по кругу, общая масса воды, в сущности, не изменится и будет выглядеть примерно так же, как прежде. Мы все из собственного опыта знаем, что вода всегда течет вниз. Дело в том, что, согласно Ньютону, вода всегда стремится прийти в состояние с наименьшей возможной энергией. Если бы плотина разрушилась, вода ринулась бы вниз, чтобы занять состояние с более низкой энергией. Итак, вода за плотиной находится в состоянии с более высокой энергией. Физики называют состояние воды за плотиной ложным вакуумом, потому что оно нестабильно, пока вода не придет в состояние истинного вакуума, то есть в состояние с минимальной энергией там, на дне долины. После прорыва плотины первоначальная симметрия исчезает, но вода приходит в свое истинное состояние покоя.
Этот же эффект можно обнаружить, если проанализировать закипающую воду. Непосредственно перед закипанием вода находится в состоянии ложного вакуума. Она нестабильна, но симметрична, то есть вы можете провернуть весь массив воды, и ее вид не изменится. Но постепенно образуются крохотные пузырьки, причем каждый из них существует в состоянии с более низкой энергией, чем окружающая его вода. Пузырьки начинают расширяться, пока не сольются в достаточной мере и вода не закипит.
В соответствии с этим сценарием Вселенная первоначально находилась в идеально симметричном состоянии. Все элементарные частицы тогда были частью этой самой симметрии, и все они имели нулевую массу. Благодаря нулевой массе их можно было как угодно менять местами, и уравнение при этом оставалось бы прежним. Однако по какой-то неизвестной причине такая Вселенная была нестабильна: она находилась в состоянии ложного вакуума. Поле, необходимое для перехода к истинному (но разрушенному) вакууму, – это поле Хиггса. Подобно электрическому полю Фарадея, пронизывающему все пространство, поле Хиггса также заполняло все пространство-время.
Но по какой-то причине симметрия поля Хиггса начала разрушаться.
Внутри поля Хиггса начали образовываться крохотные пузырьки. Вне этих пузырьков все частицы оставались безмассовыми и симметричными. Внутри пузырька некоторые частицы обладали массой. В процессе развития Большого взрыва пузырек стремительно расширялся, частицы в нем начали приобретать разные массы и первоначальная симметрия нарушилась. Со временем оказалось, что вся Вселенная существует в состоянии нового вакуума внутри одного гигантского пузыря.
Таким образом, к 1970-м гг. тяжкий труд десятков физиков начал окупаться. После десятилетий блужданий в дебрях они наконец увидели, как встают на свои места детали пазла. Они поняли, что, собрав воедино три теории[39] (представляющие сильное, слабое и электромагнитное взаимодействия), можно создать систему уравнений, которые по-настоящему будут соответствовать результатам, наблюдаемым в лаборатории.
Ключом должно было стать создание образцовой симметрии путем склеивания трех отдельных менее масштабных симметрий. Первая из этих симметрий описывала сильное ядерное взаимодействие и позволяла произвольным образом менять местами три кварка. Вторая симметрия описывала слабое ядерное взаимодействие и позволяла менять местами электроны и нейтрино. Третья симметрия описывала первоначальное поле Максвелла. Теория, получавшаяся в результате, выглядела неуклюже, но спорить с ее успехом было трудно.
Примечательно то, что Стандартная модель могла точно предсказывать свойства материи в прошлом вплоть до момента через долю секунды после Большого взрыва.
Рис. 9. Стандартная модель – это странный набор элементарных частиц, которые точно описывают нашу квантовую Вселенную; в ней тридцать шесть кварков и антикварков, двенадцать слабо взаимодействующих частиц и античастиц (именуемых лептонами) и большое количество полей Янга – Миллса и бозонов Хиггса – частиц, возникающих при возбуждении поля Хиггса
Вместе с тем, хотя Стандартная модель наиболее полно отражала наши представления о субатомном мире, в ней оставалось множество дыр. Во-первых, в ней не упоминалась гравитация. Это было громадной проблемой, поскольку именно гравитация является той силой, которая определяет крупномасштабное поведение Вселенной. Но всякий раз, пытаясь добавить гравитацию в Стандартную модель, физики не могли решить уравнения. Связанные с гравитацией квантовые поправки, вместо того чтобы быть маленькими, оказывались бесконечными, в точности как в случае квантовой электродинамики и частиц Янга – Миллса. Таким образом, Стандартная модель не в состоянии пролить свет на некоторые секреты Вселенной, например на то, что происходило до Большого взрыва и что находится внутри черной дыры. (Мы вернемся к этим важным вопросам позже.)
Во-вторых, Стандартная модель[40] построена путем искусственного сшивания теорий, описывающих разные взаимодействия, так что результирующая теория представляет собой лоскутное одеяло. (Один физик привел такое сравнение: это как если скрепить утконоса, муравьеда и кита скотчем и объявить результат самым элегантным творением природы. На самом же деле подобное создание могла бы любить только родная мать.)
В-третьих, в Стандартной модели имеется множество неопределенных параметров (таких, как масса кварков и сила взаимодействий). Мало того, в ней есть около двадцати констант, которые пришлось вводить вручную, без всякого понимания того, откуда они берутся и что собой представляют.
В-четвертых, в Стандартной модели присутствует не одна, а три идентичные копии, или поколения, кварков, глюонов, электронов и нейтрино. (Так что всего там присутствует тридцать шесть кварков с тремя цветами и тремя поколениями вместе с соответствующими им античастицами и двадцатью свободными параметрами.) Физики не могли принять нечто настолько неуклюжее и неповоротливое в качестве фундаментальной теории Вселенной.
Поскольку ставка очень высока, многие страны готовы тратить миллиарды на создание следующего поколения ускорителей частиц. В настоящее время в заголовках преобладает Большой адронный коллайдер, построенный близ Женевы в Швейцарии, – самый большой научный прибор из когда-либо построенных. Он стоит более чем $12 млрд и имеет примерно двадцать семь километров в окружности.
БАК выглядит как громадный бублик, который находится по обе стороны границы между Швейцарией и Францией. Внутри трубы протоны ускоряются, пока не достигнут чрезвычайно высокой энергии. Затем они сталкиваются с другим высокоэнергетическим пучком протонов, движущихся в противоположном направлении. При столкновении высвобождаются четырнадцать триллионов электронвольт энергии и возникает сильнейший ливень элементарных частиц, в которых пытаются разобраться ученые, используя самые мощные компьютеры мира.
Задача БАКа – воспроизвести условия, существовавшие в первые моменты после Большого взрыва, и таким образом получить эти нестабильные частицы. В 2012 г. наконец-то был обнаружен бозон Хиггса – последний недостающий элемент Стандартной модели.
Это был великий день для физики высоких энергий, но ученые понимали, что впереди еще большой путь. Стандартная модель действительно описывает все взаимодействия частиц, от глубин протона до самых дальних уголков видимой Вселенной. Но ее проблема в том, что она очень громоздкая. В прошлом всякий раз, когда физики зондировали фундаментальную природу материи, на свет появлялись новые элегантные типы симметрии, и теперь с трудом верилось, что на самом фундаментальном уровне природа могла предпочесть столь неряшливую теорию.
Несмотря на бесспорные практические успехи Стандартной модели, всем очевидно, что она лишь разогревающая прелюдия к окончательной теории, которой еще предстоит появиться.
Тем временем физики, воодушевленные поразительными успехами квантовой теории в применении к элементарным частицам, начали пересматривать общую теорию относительности, которая несколько десятилетий пребывала практически в забвении. Теперь физики ставили перед собой более амбициозную цель – совместить Стандартную модель с гравитацией, нужно было только создать квантовую теорию самой гравитации. Это была бы подлинная теория всего, в которой все квантовые поправки как для Стандартной модели, так и для общей теории относительности поддавались бы вычислению.
Прежде теория перенормировки была ловким фокусом, позволявшим скомпенсировать все квантовые поправки КЭД и Стандартной модели. Ключом было представление электромагнитных и ядерных сил как частиц, называемых фотонами и частицами Янга – Миллса, а потом оставалось взмахнуть волшебной палочкой, чтобы все расходимости исчезли, скомпенсировавшись где-то в другом месте. Все неприятные бесконечности были, таким образом, заметены под ковер.
Физики наивно последовали освященной временем традиции: взяли теорию гравитации Эйнштейна и ввели новую точечную частицу гравитации, назвав ее гравитоном. Так что гладкая поверхность, которую ввел Эйнштейн и которая должна была представлять в его теории ткань пространства-времени, оказалась окруженной облаком из триллионов крохотных частиц-гравитонов.
Увы, набор фокусов, которые с таким старанием собирали физики на протяжении прошедших семидесяти лет для устранения неудобных расходимостей, в случае с гравитоном не сработал. Квантовые поправки, созданные гравитонами, были бесконечны и отказывались поглощаться где-то в другом месте. Здесь физики оказались в тупике. Полоса удачи закончилась.
После этого разочарованные физики обратились к более скромной цели. Будучи не в состоянии создать полную квантовую теорию гравитации, они попытались рассчитать, что происходит при квантовании с обычной материей, оставив гравитацию в покое. Это означало вычислить квантовые поправки, обусловленные звездами и галактиками, не затрагивая гравитации. При помощи одного лишь квантования атома ученые надеялись подняться на ступеньку выше и лучше разглядеть более масштабную цель – формулирование квантовой теории гравитации.
Такая задача была более скромной, но она открыла шлюзы для появления поразительного множества новых, интереснейших физических явлений, которые бросили вызов нашим представлениям о Вселенной. Внезапно квантовые физики столкнулись с самыми необычными явлениями Вселенной: черными дырами, кротовыми норами, темной материей и темной энергией, путешествиями во времени и даже рождением самой Вселенной.
Но открытие этих странных космических явлений стало вызовом и для теории всего, которая теперь должна была объяснять не только знакомые элементарные частицы Стандартной модели, но и все новые странные явления, раздвигавшие границы человеческого воображения.
5
Темная Вселенная
В 2019 г. газеты и интернет-сайты по всей планете разместили на главных страницах сенсационные новости: астрономам впервые удалось сфотографировать черную дыру. Миллиарды людей увидели этот впечатляющий снимок – красный шар раскаленного газа с черным округлым силуэтом в середине. Этот загадочный объект захватил воображение публики и некоторое время главенствовал в новостях. Дело не только в том, что черные дыры интригуют и завораживают физиков, но и в том, что они уже вошли в общественное сознание, поскольку фигурировали в многочисленных научно-популярных передачах и художественных фильмах.
Черная дыра, которую сфотографировал телескоп Event Horizon, находится в галактике M87 на расстоянии 53 млн световых лет от Земли. Эта черная дыра – настоящий монстр, превосходящий Солнце по массе – вообразите только! – в шесть миллиардов раз. Вся наша Солнечная система, даже с учетом Плутона, легко поместилась бы внутри черного силуэта на фотографии.
Чтобы добиться этого поразительного успеха, астрономы построили супертелескоп. Обычно радиотелескопы недостаточно велики, чтобы уловить слабый радиосигнал и создать на его основе изображение столь отдаленного и компактного объекта. Для достижения цели астрономы связали сигналы пяти телескопов, разбросанных по миру, а потом использовали суперкомпьютеры, чтобы тщательно совместить сигналы, создав, по существу, единый гигантский радиотелескоп размером с планету Земля. Этот составной инструмент был настолько мощным, что мог бы, в принципе, различить с Земли апельсин на поверхности Луны.
Множество новых замечательных астрономических открытий, подобных этому, возродили интерес к теории гравитации Эйнштейна. Как ни печально, последние пятьдесят лет в исследованиях в области общей теории относительности Эйнштейна наблюдалось затишье. Уравнения в ней были чертовски сложными и содержали зачастую сотни переменных, а эксперименты с гравитацией – слишком дорогими, ведь для них требовались датчики размером в километры.
По иронии судьбы, хотя сам Эйнштейн относился к квантовой теории с подозрением, нынешнее возрождение исследований в области теории относительности было вызвано слиянием этих двух научных областей – применением квантовой теории к общей теории относительности. Как уже говорилось, если полное понимание гравитона и устранение его квантовых поправок считается слишком сложным делом, то более скромная задача применения квантовой теории к звездам (пренебрегая гравитонными поправками) положила начало целой волне прорывных научных открытий.
Основная идея черной дыры, в принципе, уходит корнями в открытие Ньютоном закона всемирного тяготения. Его «Начала» дают нам простую картину: если придать пушечному ядру достаточную энергию, оно полностью обогнет Землю и вернется в начальную точку.
Но что произойдет, если направить ядро точно вверх? Ньютон понял, что в какой-то момент такое ядро достигнет максимальной высоты, а затем упадет обратно на Землю. Но при достаточной энергии оно достигнет скорости убегания, то есть скорости, необходимой для преодоления земного притяжения, и унесется в пространство, чтобы никогда не вернуться назад.
Это совсем несложное упражнение – вычислить при помощи законов Ньютона скорость убегания от Земли, или вторую космическую скорость. Она равна примерно 40 000 км/ч. Именно такую скорость должен был набрать космический корабль американских астронавтов в 1969 г., чтобы достичь Луны. Объект, не достигший второй космической скорости, либо выйдет на околоземную орбиту, либо упадет обратно на Землю.
В 1783 г. астроном по имени Джон Мичелл задался обманчиво простым вопросом: что происходит, если скорость убегания равна скорости света? Если луч света испускается гигантской звездой, настолько массивной, что скорость убегания равна скорости света, то, возможно, даже собственный свет не сможет покинуть ее. Весь свет, испускаемый звездой, в конечном счете возвращается на нее. Мичелл назвал такие звезды темными – небесными телами, которые выглядят черными, потому что свет не может преодолеть действия их мощной гравитации. Тогда, в XVIII веке, ученые мало что знали о физике звезд, к тому же им было неизвестно верное значение скорости света, поэтому высказанная Мичеллом идея несколько столетий оставалась невостребованной.
В 1916 г., во время Первой мировой войны, немецкий физик Карл Шварцшильд служил артиллеристом на русском фронте. Сражаясь в самой гуще кровавой войны, он нашел время, чтобы прочесть и осмыслить знаменитую статью Эйнштейна 1915 г., в которой тот представил общую теорию относительности. Блестящее математическое озарение помогло Шварцшильду найти одно из точных решений Эйнштейновых уравнений. Вместо того чтобы решать уравнения для галактики или Вселенной, что было бы слишком сложно, он начал с самого простого из всех возможных объектов – точечной частицы. Этот объект, в свою очередь, должен приближенно представлять гравитационное поле сферической звезды, как его видно с большого расстояния. Затем можно было бы сравнить теорию Эйнштейна с данными эксперимента.
Статья Шварцшильда привела Эйнштейна в восторг. Эйнштейн понимал, что это решение его уравнений позволит провести более точные расчеты, касающиеся, например, искривления света звезд около Солнца и орбитального движения планеты Меркурий. Теперь вместо грубых аппроксимаций он мог получить на основе своей теории точные результаты. Это был огромный прорыв, который позже оказался важным для понимания черных дыр. (Вскоре после своего замечательного открытия Шварцшильд умер. Расстроенный Эйнштейн написал трогательный некролог.)
Но, несмотря на громадный шаг вперед, сделанный решением Шварцшильда, оно также вызвало к жизни ряд озадачивающих вопросов. С самого начала его решение обладало необычными свойствами, расширявшими границы наших представлений о пространстве и времени. Получалось, что любую сверхмассивную звезду окружает воображаемая сфера (которую автор назвал магической сферой, а сегодня называют горизонтом событий). Далеко за пределами этой сферы гравитационное поле напоминало поле обычной Ньютоновой звезды, так что решение Шварцшильда можно было использовать для аппроксимации ее гравитации. Но если бы вы неосторожно приблизились к звезде и прошли сквозь горизонт событий, то навсегда оказались бы в ловушке и были бы раздавлены. Горизонт событий – это точка невозврата: все, что попадает внутрь, никогда не возвращается.
Однако при приближении к горизонту событий должны происходить еще более странные вещи. Так, вы должны увидеть световые лучи, захваченные, возможно, миллиарды лет назад и все еще кружащиеся вокруг звезды. Гравитация будет действовать на ваши ноги заметно сильнее, чем на голову, так что вас растянет подобно спагетти. Мало того, эта спагеттификация станет настолько жесткой, что разорвет на части даже атомы вашего тела, которые в конечном итоге просто разрушатся.
Тому, кто будет наблюдать это невероятное событие с большого расстояния, покажется, что время внутри космического корабля вблизи горизонта событий постепенно замедляется. Мало того, для внешнего наблюдателя все будет выглядеть так, будто в корабле на горизонте событий время останавливается. Примечательно, что для астронавтов в корабле при прохождении горизонта событий все будет выглядеть нормально – ну, то есть нормально до тех пор, пока их не разорвет.
Эта концепция была настолько диковинной, что многие десятилетия рассматривалась исключительно как научная фантастика – некий странный побочный продукт уравнений Эйнштейна, на самом деле не существующий. Астроном Артур Эддингтон однажды написал, что «должен, по идее, существовать какой-нибудь закон природы, который не позволяет звезде вести себя таким абсурдным образом!».
Эйнштейн даже написал статью, в которой утверждал, что при нормальных условиях черные дыры образоваться не могут. В 1939 г. он показал, что гравитация не в состоянии сжать вращающийся газовый шар до размеров, соответствующих горизонту событий.
По иронии судьбы, в том же самом году Роберт Оппенгеймер и его студент Хартленд Снайдер показали, что черные дыры все же могут образовываться в результате естественных природных процессов, которых Эйнштейн не предвидел. Если взять для начала гигантскую звезду, превосходящую наше Солнце по массе в 10–50 раз, и посмотреть, что произойдет, когда она израсходует все свое ядерное топливо, мы увидим, что в конечном итоге она может взорваться, превратившись в сверхновую. Если звезду, оставшуюся после взрыва, гравитация сожмет до размеров горизонта событий, то может произойти ее коллапс в черную дыру. (Наше Солнце недостаточно массивно для взрыва сверхновой, а его горизонт событий составляет примерно шесть километров в поперечнике. Ни один известный природный процесс не в состоянии сжать Солнце до диаметра в шесть километров, поэтому наше светило никогда не станет черной дырой.)
Физики выяснили, что существует как минимум два типа черных дыр. Черная дыра первого типа – это остаток гигантской звезды после вышеописанных процессов. Черные дыры второго типа обнаружены в центрах галактик. Эти галактические черные дыры могут быть в миллионы или даже в миллиарды раз массивнее нашего Солнца. Многие астрономы считают, что в центре каждой галактики имеется черная дыра.
В последние несколько десятилетий астрономы обнаружили в космосе сотни потенциальных черных дыр. В центре Млечного Пути, нашей собственной галактики, располагается чудовищная черная дыра, масса которой в 2–4 миллиона раз превосходит массу Солнца. На нашем небе она находится в созвездии Стрельца. (К несчастью, эту область заслоняют пылевые облака, так что мы не можем видеть черную дыру в центре нашей галактики. Но если бы пылевые облака вдруг разошлись, то каждую ночь небо освещал бы великолепный сверкающий шар из звезд с черной дырой в центре, который, возможно, превосходил бы по светимости Луну. Это было бы поистине величественное зрелище.)
Последнее на данный момент интересное событие, имеющее отношение к черным дырам, произошло, когда квантовую теорию применили к гравитации. Расчеты стали источником целого ряда неожиданных явлений, которые в очередной раз раздвинули пределы нашего воображения. Оказалось, что наш проводник по этой неисследованной территории был полностью парализован.
Во время учебы в магистратуре Кембриджского университета Стивен Хокинг был обычным юношей, без особых устремлений и целей. Он делал все, что положено делать молодому физику, но без особого усердия. Он, без сомнения, обладал талантом, но не мог, казалось, ни на чем сосредоточиться. Но однажды ему поставили страшный диагноз – амиотрофический боковой склероз – и сказали, что жить осталось не больше двух лет. Хотя его разум не пострадает, тело быстро зачахнет, потеряв способность к функционированию, и в конце концов умрет. Молодой человек, подавленный и потрясенный до глубины души, понял, что до этого момента его жизнь растрачивалась впустую.
Он решил потратить несколько оставшихся ему лет жизни на что-то полезное. Для него это означало решить одну из величайших задач физики: применить квантовую теорию к гравитации. К счастью, болезнь прогрессировала намного медленнее, чем предсказывали доктора, так что он мог продолжать новаторские исследования в этой новой области, даже когда оказался прикован к инвалидному креслу и утратил контроль над руками и ногами и даже голосовыми связками. Однажды меня пригласили выступить на организованной Хокингом конференции. Мне посчастливилось побывать у него дома, и меня поразили те гаджеты, которые позволяли ему продолжать исследования. Одним из них было устройство для переворачивания страниц. Можно было поместить в него журнал, и оно начинало автоматически перелистывать страницы. На меня сильное впечатление произвела целеустремленность Хокинга, его готовность сделать все возможное и невозможное, чтобы не дать болезни помешать ему двигаться к цели.
В то время большинство физиков-теоретиков работало над квантовой теорией, но небольшая кучка нонконформистов и твердолобых упрямцев пыталась найти новые решения уравнения Эйнштейна. Хокинг же задался другим, но при этом очень глубоким вопросом: что произойдет, если объединить эти две системы и применить квантовую механику к черной дыре?
Он понимал, что задача вычисления квантовых поправок для гравитации слишком сложна, чтобы ее решить, поэтому выбрал для себя более простое задание: рассчитать квантовые поправки только для атомов внутри черной дыры, игнорируя более сложные квантовые поправки гравитонов.
Чем больше Хокинг читал о черных дырах, тем яснее видел, что что-то здесь не так. Он начал подозревать, что традиционное представление, в соответствии с которым ничто не в состоянии покинуть черную дыру, нарушает квантовую теорию. В квантовой механике все очень неопределенно. Черная дыра выглядит идеально черной потому, что поглощает абсолютно все. Но идеальная чернота нарушает принцип неопределенности. Даже чернота должна быть неопределенной.
Хокинг пришел к революционному выводу о том, что черные дыры должны обязательно испускать очень слабое квантовое излучение.
Затем он показал, что излучение, испускаемое черной дырой, на самом деле представляет собой одну из форм излучения абсолютно черного тела. В расчете ему помогло осознание того, что вакуум – это не просто состояние пустоты, что на самом деле в нем буквально кипит квантовая активность. В квантовой теории даже пустота находится в состоянии постоянной бурлящей неопределенности, где электроны и антиэлектроны могут внезапно выскакивать из вакуума, затем сталкиваться и исчезать, вновь превращаясь в вакуум. Так что пустота на самом деле пенится квантовой активностью. Затем он понял, что если гравитационное поле достаточно интенсивно, то в вакууме могут возникать пары электрон – антиэлектрон, или так называемые виртуальные частицы. Если один из членов такой пары падает в черную дыру, а вторая частица улетает прочь, возникает то, что сейчас называют хокинговским излучением. Создание такой пары частиц подпитывается энергией, содержащейся в гравитационном поле черной дыры. Поскольку вторая частица покидает черную дыру навсегда, это означает, что суммарное содержание материи и энергии в черной дыре и ее гравитационное поле уменьшаются.
Этот процесс называется испарением черной дыры и описывает конечную судьбу всех черных дыр: они мягко светятся хокинговским излучением триллионы лет, пока не истощат свои силы и не умрут в яростном взрыве. Так что даже жизнь черных дыр конечна.
Через многие триллионы лет звезды Вселенной сожгут все свое ядерное топливо и погаснут. Только черные дыры останутся неизменными в эту мрачную эпоху. Но даже черные дыры должны со временем испариться, не оставив после себя ничего, кроме дрейфующего моря элементарных частиц. Хокинг задал себе еще один вопрос: что произойдет, если бросить книгу в черную дыру? Будет ли информация, содержащаяся в этой книге, потеряна навсегда?
Согласно квантовой механике, информация никогда не пропадает. Даже если сжечь книгу, то путем кропотливого анализа молекул сгоревшей бумаги можно ее полностью реконструировать.
Но Хокинг разворошил осиное гнездо противоречий, сказав, что информация, брошенная в черную дыру, на самом деле теряется навсегда и что квантовая механика в черной дыре вследствие этого нарушается.
Эйнштейн однажды сказал, что «Бог не играет в кости с миром», – то есть невозможно свести все к вероятности и неопределенности. Хокинг добавил к этому: «Иногда Бог бросает кости туда, где вы не можете их найти», имея в виду, что кость может остановиться внутри черной дыры, где квантовые законы, возможно, вообще не действуют. Так что, когда проходишь горизонт событий, законы неопределенности перестают работать.
Услышав это, физики как один встали на защиту квантовой механики, показывая, что продвинутые теории, такие как теория струн, о которой речь пойдет в следующей главе, говорят о сохранении информации даже в присутствии черных дыр. Через некоторое время Хокинг сдал назад и допустил, что был, возможно, неправ. Но при этом он предложил собственное новое решение. Может быть, когда вы бросаете книгу в черную дыру, информация не пропадает навсегда, как он считал прежде, а возвращается в форме хокинговского излучения. В слабом хокинговском излучении зашифрована вся информация, необходимая для воссоздания книги в первоначальном виде. Так что Хокинг, возможно, был неправ, но верное решение заключается в излучении, которое он же незадолго до этого обнаружил.
В заключение заметим, что вопрос о том, теряется ли информация в черной дыре, остается открытым и служит предметом горячих споров физиков. Но для его разрешения нам, возможно, придется ждать появления окончательной квантовой теории гравитации, включающей гравитонные квантовые поправки. А пока Хокинг обратился к следующему каверзному вопросу, связанному с объединением квантовой теории и общей теории относительности.
Если черные дыры все пожирают, то куда это девается?
Короткий ответ таков: мы не знаем. Возможно, настоящий ответ будет получен, когда нам удастся объединить квантовую теорию с общей теорией относительности.
Только когда мы сумеем наконец найти квантовую теорию гравитации (а не только вещества), можно будет ответить на следующий вопрос: что находится по ту сторону черной дыры?
Если слепо принять теорию Эйнштейна, мы окажемся в сложном положении, поскольку его уравнения предсказывают, что сила гравитации в самом центре черной дыры или в начале времен бесконечна, что не имеет смысла.
Поделиться книгой: