Читать книгу "Черные дыры и молодые вселенные - Стивен Хокинг"

Учитывая все проблемы в идее о статической и неизменной Вселенной, никто в XVII, XVIII, XIX и начале XX века не предполагал, что со временем она может получить свое развитие. И Ньютон и Эйнштейн упустили шанс предсказать, что Вселенная должна или сжиматься, или расширяться. Ньютона нельзя в этом упрекнуть, поскольку он жил за 250 лет до того, как наблюдения обнаружили ее расширение, но Эйнштейну следовало бы это знать. Общая теория относительности, сформулированная им в 1915 году, предсказала, что Вселенная должна расширяться. Но он по-прежнему был так убежден в ее статичности, что добавил к своей теории элемент, примиряющий ее с теорией Ньютона и уравновешивающий гравитацию.

Открытое в 1929 году Эдвином Хабблом расширение Вселенной полностью изменило характер дискуссии о ее происхождении. Если взять современные сведения о галактиках и пустить время вспять, окажется, что где-то между десятью и двадцатью миллиардами лет назад они все были в куче. В это время, в момент взрыва сингулярности, называемого Большим Взрывом, плотность Вселенной и искривление пространства-времени должны были быть бесконечными. В таких условиях все известные научные законы должны были нарушаться. Для науки это катастрофа. Это означало бы, что наука сама по себе не может предсказать, как возникла Вселенная. Наука могла бы сказать лишь, что «Вселенная такова, какова она есть, потому что она была такой, какой была». Но наука не могла бы сказать, почему сразу после Большого Взрыва Вселенная была такой, какой была.

Ничего удивительного, что многих ученых не устраивал такой вывод, и потому было предпринято несколько попыток избежать заключения, что произошел Большой Взрыв сингулярности и с него началось время. Одной из теорий была так называемая теория устойчивого состояния. Идея заключалась в том, что, когда галактики разлетались друг от друга, в пространстве между ними из постоянно создававшейся материи возникали новые галактики. Тогда Вселенная могла бы существовать вечно почти в том же состоянии, какова она сегодня.

Чтобы Вселенная продолжала расширяться и создавалась новая материя, теория устойчивого состояния требовала несколько изменить общую теорию относительности, но скорость создания материи, согласно ей, должна была быть очень низкой – примерно одна частица на кубический километр в год, что не противоречило наблюдениям. Теория также предсказывала, что средняя плотность галактик и схожих объектов должна быть постоянной и во времени, и в пространстве. Однако наблюдение источников радиоволн вне нашей Галактики, проведенное Мартином Райлом и его группой в Кембридже, показало, что слабых источников больше, чем сильных. В среднем можно было бы ожидать, что слабые источники – это более удаленные. Тут было две возможности: или мы находимся в области Вселенной, где сильные источники встречаются реже, чем в среднем по Вселенной, или плотность источников была выше в прошлом, когда свет отправился к нам из более удаленных источников. Ни одна из этих возможностей не стыковалась с предсказаниями теории устойчивого состояния, предполагавшей, что плотность радиоисточников должна быть постоянной в пространстве и времени. Окончательным ударом по этой теории стало открытие, сделанное в 1964 году Арно Пенциасом и Робертом Уилсоном относительно происхождения микроволнового излучения, исходящего из отдаленных областей вне нашей Галактики. Оно имело характерный спектр излучения, исходящего от горячего тела, хотя в данном случае термин «горячее» вряд ли уместен, поскольку речь идет о температуре 2,7 градуса выше абсолютного нуля. Вселенная – холодное, темное место! В теории устойчивого состояния не было никакого осмысленного механизма для порождения микроволн с таким спектром. Поэтому от нее пришлось отказаться.

Другую идею, обходившуюся без Большого Взрыва сингулярности, предложили в 1963 году двое ученых из России – Евгений Лифшиц и Исаак Халатников. Они говорили, что состояние бесконечной плотности может иметь место, только если галактики движутся строго друг к другу или друг от друга – лишь в этом случае когда-то в прошлом они могли быть все вместе. Но галактики имеют и некоторую скорость в сторону, и это дает возможность предположить, что в прошлом была какая-то фаза сжатия Вселенной, когда галактики находились очень близко друг к другу, но каким-то образом сумели не столкнуться. В таком случае Вселенная могла начать расширение, миновав фазу бесконечной плотности.

Когда Лифшиц и Халатников сделали свое предположение, я был аспирантом и подыскивал тему для диссертации. Меня заинтересовало, произошел ли в прошлом Большой Взрыв сингулярности, поскольку этот вопрос был решающим для понимания происхождения Вселенной. Вместе с Роджером Пенроузом мы разработали ряд новых математических приемов, чтобы оперировать с этой и схожими проблемами. Мы показали, что, если общая теория относительности верна, любая осмысленная модель Вселенной должна начинаться с сингулярности, а значит, наука может сказать, что Вселенная должна была иметь начало, но не может сказать, как она должна была начаться, – для этого нужно обратиться к Богу.

Было интересно наблюдать изменение отношения к сингулярностям. Когда я учился на последнем курсе университета, почти никто не воспринимал их всерьез. Теперь, благодаря теоремам сингулярности, почти все верят, что Вселенная возникла из сингулярности, где физические законы нарушаются. Однако теперь уже я думаю, что, хотя сингулярности и существуют, физические законы все же могут определить, как возникла Вселенная.

Общая теория относительности – это так называемая классическая теория, то есть она не принимает в расчет тот факт, что частицы не имеют точно определенного положения и скорости, а «размазаны» по маленькой области пространства принципом неопределенности квантовой механики, который не позволяет одновременно измерить и положение, и скорость. В обычных ситуациях это не имеет большого значения, потому что радиус искривления пространства-времени очень велик по сравнению с неопределенностью положения частицы. Однако теоремы сингулярности показывают, что в начале настоящей фазы расширения Вселенной пространство-время было сильно деформировано, с малым радиусом искривления. В этой ситуации принцип неопределенности очень важен. Таким образом, общая теория относительности, предсказывая сингулярности, можно сказать, ведет к собственному крушению. Чтобы обсуждать происхождение Вселенной, нам нужна теория, сочетающая общую теорию относительности и квантовую механику.

Таковой является теория квантовой гравитации. Мы еще точно не знаем, какую форму примет правильная теория квантовой гравитации. Лучшим кандидатом из имеющихся в настоящий момент является теория суперструн, но в ней еще есть ряд нерешенных проблем. Однако можно предположить, какие свойства будут наличествовать в любой жизнеспособной теории. Одно из них – идея Эйнштейна о том, что влияние гравитации можно представить как искривление или возмущение (искажение) пространства-времени материей и заключенной в ней энергией. Объекты стремятся следовать за ближайшим телом по прямой в искривленном пространстве. Однако, поскольку оно искривлено, их пути оказываются изогнутыми словно бы гравитационным полем.

Другой ожидаемый элемент окончательной теории – это предположение Ричарда Фейнмана относительно того, что квантовую теорию можно сформулировать как «сумму предысторий». В простейшей форме идея заключается в том, что каждая частица имеет все возможные пути, или истории, в пространстве-времени. Каждый путь, или история, имеет некую вероятность, зависящую от его формы. Чтобы эта идея заработала, нужно рассмотреть истории во мнимом, а не в реальном времени, где мы якобы живем. Термин «мнимое время» напоминает нам научную фантастику, но на самом деле это хорошо проработанная математическая концепция. В некотором смысле мнимое время можно представить направлением времени, перпендикулярным к реальному времени. Складываются вероятности всех предысторий частицы с определенными свойствами, такими как прохождение через определенные точки в определенное время. Потом нужно экстраполировать результат обратно в реальное пространство-время, в котором мы живем. Это не самый известный подход к квантовой теории, но он дает те же результаты, что и другие методы.