Чтение онлайн

В заключение отмечу, что бесспорно доказать, что кто-то чего-то не говорил, практически невозможно. И все же, насколько я могу судить на основании собранных свидетельств, может статься, Эйнштейна и «мучила совесть» из-за введения космологической постоянной, особенно если учесть, что он упустил шанс предсказать расширение Вселенной, однако он никогда не называл ее «величайшим ляпсусом в своей жизни». По моему скромному мнению, это практически наверняка гипербола Гамова. Интересно, что астроном из Манчестерского университета Джон Лихи в своей статье «Величайший ляпсус Эйнштейна» [417] отметил, что «хорошо, что Эйнштейн сказал это Гамову, иначе у Гамова возникло бы сильнейшее искушение выдумать эту фразу». Так вот, я пришел к выводу, что Гамов, вероятно, действительно выдумал ее.

Возникает вопрос, почему именно эта гамовская шутка достигла таких высот и стала одним из самых расхожих афоризмов в физическом фольклоре. Ответ, полагаю, троякий. Во-первых, все люди на свете, а особенно СМИ, обожают превосходную степень. Новости науки всегда притягательнее, когда в них говорится о чем-то «лучшем», «высочайшем», «крупнейшем» и «величайшем». Эйнштейн был человеком и поэтому много раз ошибался, однако лишь его «величайший ляпсус» привел к появлению подобных сенсационных заголовков. Во-вторых, Эйнштейн – воплощение гения из гениев [418] , человек, который обнаружил скрытые механизмы Вселенной одной лишь силой мысли. Эйнштейн – ученый, показавший, что чистая математика способна открывать то, что создает, и создавать то, что открывает. О древних греках говорили, что они открыли Вселенную как тайну, а оставили ее нам как город-государство. С точки зрения современной космологии, этот афоризм подходит Эйнштейну даже лучше. (На илл. 36 приведена моя любимая фотография Эйнштейна.) Тот факт, что даже такой научный титан, оказывается, небезупречен, с одной стороны, завораживает, а с другой – преподает прекрасный урок смирения и показывает, как на самом деле устроен научный прогресс. Даже самые потрясающие умы не высекают безупречных заповедей на каменных скрижалях, а просто прокладывают дорогу на следующий уровень понимания. Третья причина популярности космологической постоянной, которую иногда называют самым знаменитым подгоночным параметром в истории науки, заключается в ее поразительной живучести. Убить космологическую постоянную оказалось не проще, чем наркодилера Пабло Эскобара или русского мистика Григория Распутина, хотя Эйнштейн и приговорил ее к смерти еще 80 лет назад. Мало того что этот мнимый «ляпсус» отказался умирать – в последние десять лет он вышел на научную авансцену. Откуда же у космологической постоянной девять жизней и почему она снова в центре внимания?

Еще при жизни Эйнштейна нашлось несколько ученых, которым не хотелось отказываться от космологической постоянной. Физик Ричард Ч. Толмен, например, уже в 1931 году писал [419] Эйнштейну: «Определенно приравнивать L к нулю без экспериментального определения ее величины представляется произвольным и не обязательно верным». Леметр не просто считал, что не стоит отвергать L только потому, что ее ввели из ошибочных соображений, но и приводил две основные причины, по которым ему хотелось сохранить космологическую постоянную в живых. Во-первых, она позволяла снять противоречия между юным возрастом Вселенной (как показывали, по тогдашним представлениям, наблюдения Хаббла) и геологической хронологией. По некоторым моделям Леметра Вселенная с космологической постоянной [420] могла подолгу пребывать в инертном состоянии, и таким образом возраст Вселенной можно было продлить. Второй причиной отстаивать L для Леметра стали его идеи о формировании галактик. Он предположил, что области большей плотности могли расширяться и перерастать в протогалактики как раз в инертный период. В конце 1960 годов было показано, что именно этот механизм несостоятелен [421] , однако идеи Леметра позволили на некоторое время оставить космологическую постоянную про запас.

Еще одним горячим сторонником космологической постоянной был Артур Эддингтон. Настолько горячим, что в какой-то момент он мятежно провозгласил: «Возвращение к прежним представлениям [без космологической постоянной] невозможно даже представить себе. Я бы скорее задумался о возвращении к теории Ньютона, чем об отказе от космологической постоянной» [422] . Главное обоснование таких представлений Эддингтона заключалось в том, что он считал, что подлинным объяснением наблюдаемого расширения Вселенной служит отталкивающая гравитация. По его словам:

Иными словами, Эддингтон прекрасно понимал, что общая теория относительности допускает решение с расширяющейся Вселенной даже без космологической постоянной. Однако для этого решения нужно признать, что во Вселенной с самого начала существовали большие скорости, а объяснения подобных начальных условий оно не предоставляет. Инфляционная модель Вселенной [424] – идея, что Вселенная подверглась мощному расширению, когда ей от роду была всего лишь крошечная доля секунды – обязана своим появлением подобной же неудовлетворенности: нужно было полагаться на определенные начальные условия как на причину наблюдаемых космических явлений. Например, предполагается, что инфляция так сильно надула ткань мироздания, что сделала ее геометрию плоской. Одновременно считается, что именно инфляция стала той действующей силой, которая раздула до космологических масштабов квантовые флуктуации плотности материи, существовавшие на субатомном уровне. Эти очаги повышенной плотности впоследствии стали зародышами для формирования наблюдаемой сегодня космической структуры.

Как я уже отмечал в главе 9, модель стационарной Вселенной Хойла, выдвинутая в 1948 году, обладала некоторыми чертами инфляционной космологии. Член поля, который Хойл ввел в уравнения Эйнштейна, чтобы обеспечить постоянное создание материи, во многих отношениях выполнял функции космологической постоянной. В частности, он заставлял Вселенную расширяться по экспоненте. Поэтому стационарная модель Вселенной помогла идее всемирного отталкивания продержаться в моде еще лет пятнадцать. Когда астроном и давнишний сторонник Хойла Уильям Маккри в 1971 году решил сделать обзор превалировавших в то время идей о космологической постоянной, то весьма прозорливо [425] провел различие между двумя возможностями: либо общая теория относительности – это замкнутая самодостаточная теория, либо ее нужно считать лишь частью всеобъемлющей «теории всего», описывающей мироздание и все его феномены. Маккри отметил, что в первом случае космологическая постоянная – лишь досадная помеха, поскольку ее значение невозможно определить в рамках теории как таковой. Во втором же, пророчески заметил он, значение космологической постоянной можно установить через связь между общей теорией относительности и другими физическими теориями. Как мы вскоре увидим, физики пытаются понять природу космологической постоянной именно при помощи попыток объединить большое и малое – общую теорию относительности с квантовой механикой.

Космологическая постоянная ввела в физический лексикон представление об отталкивающей гравитационной силе, которая пропорциональна расстоянию и действует независимо от обычного гравитационного притяжения между массами. Первым о том, как бы действовала подобная сила [426] , задумался Ньютон – как и о многих других физических понятиях. В своих прославленных «Началах» (вышедших в свет в 1687 году) он помимо обычной силы тяжести говорил и о силе, которая «возрастает прямо пропорционально расстоянию». Ньютону удалось показать, что при рассмотрении силы подобного типа, как и в случае силы тяжести, можно считать, что масса сферических тел сосредоточена в их центре. А вот чего ему не удалось – так это до конца решить задачу о взаимодействии этих двух сил в тандеме. Пожалуй, Ньютон отнесся бы к этому сценарию более внимательно, если бы понял, что закон гравитации трудно применить к Вселенной в целом, или если бы всерьез задумался об этом факте. Если попытаться вычислить гравитационную силу в любой точке космоса бесконечной протяженности и равномерной плотности, никакого определенного значения не получится [427] . Это примерно как вычислять сумму бесконечной последовательности 1–1+1–1+1–1… – результат зависит от того, где остановиться.

Ближе к концу XIX столетия некоторые физики [428] искали выход из этого сложного положения. Они предлагали различные решения – от небольших уточнений к закону всемирного тяготения Ньютона до введения более экзотических концепций вроде отрицательных масс. Вездесущий лорд Кельвин, например, предположил, что эфир – субстанция, пронизывающая, по тогдашним представлениям, все пространство – вообще не подвержен гравитации (см. эпиграф к этой главе). Впоследствии кульминацией всех этих изысканий стала общая теория относительности Эйнштейна, а затем – добавление в его уравнение космологической постоянной. Однако, как мы уже видели, в дальнейшем Эйнштейн отказался от лямбда-члена, и на несколько десятилетий космологическая постоянная, если не считать краткого возвращения в рамках стационарной модели Хойла, в сущности, была изгнана из теоретической физики. В конце шестидесятых астрономические наблюдения подарили ей новую жизнь, и феникс восстал из пепла. Астрономы сочли, что наблюдаемое число квазаров, возникших в эпоху примерно 10 миллиардов лет назад, избыточно. Эту повышенную плотность можно было бы объяснить тем, что размеры Вселенной почему-то на некоторое время перестали меняться [429] и оставались на уровне примерно в треть нынешних. И в самом деле, несколько астрофизиков показали, что подобное космическое «простаивание» допустимо в рамках модели Леметра, поскольку она (благодаря задействованной в ней космологической постоянной) предполагала квазистатическую стадию инертности. И хотя эта модель оказалась недолговечной, она все же привлекла внимание к одной потенциальной интерпретации космологической постоянной: возможно, лямбда-член – это плотность энергии пустого пространства. Эта идея настолько фундаментальна и головоломна, что заслуживает особого объяснения.

Математические уравнения по определению представляют собой выражения или суждения, утверждающие равенство двух величин. Например, самое знаменитое уравнение Эйнштейна E = mc 2 отражает тот факт, что энергия, связанная с данной массой (слева от знака равенства) равна произведению этой массы и квадрата скорости света (справа от знака равенства). Первоначально уравнение общей относительности Эйнштейна имело следующую форму: в левой части у него был член, описывающий искривление пространства, а в правой – член, определяющий распределение массы и энергии (умноженный на Ньютонову постоянную, обозначающую величину силы тяготения). Это было яркое проявление сущности общей теории относительности: материя и энергия (правая сторона) определяют геометрию пространства-времени (левая сторона), которая есть выражение гравитации. Введя космологическую постоянную, Эйнштейн добавил ее в левую сторону [430] (умноженную на величину, определяющую расстояния), поскольку считал, что это еще одно геометрическое свойство пространства-времени. Однако если переместить этот член в правую сторону [431] , он обретает совершенно новый физический смысл. Он больше не определяет геометрию, а становится частью вселенского энергетического бюджета. Однако свойства этой новой формы энергии существенно отличаются от свойств энергии, которую связывают с материей и излучением, причем отличий этих два. Во-первых, хотя плотность вещества (и обычного, и так называемого «темного», которое не испускает света) при расширении Вселенной уменьшается, плотность энергии, соответствующей космологической постоянной, вечно остается постоянной. Но и этого мало: новая форма энергии обладает отрицательным давлением!